i!
Астрономия
В.В. Порфирьев *

»
КОСМИЧ К КИЕ A11 ПАРАТЫ И СТАНЦИИ
I. М« • iyn а родил я орбитальная станция.
2. Перил я высадка на Луну.
Л. Hi pnuia нс ку< < твенный спутник Земли.
I. Первый луноход.
& Нарвы* а< । ронимический
< пугни»< “IlipparvO*”.
Н. Порвин ирбитильнап станция “Салют”.

1. Устройство телескопа-рефлектора. 2. Современный телескоп-рефлектор.
3. Космический телескоп Хаббла. 4. Радиотелескоп с подвижным зеркалом.
5. РАТАН - 600.
В.В. Порфирьев
Астрономия
••••••••••••••••••
Учебник для 11 класса
общеобразовательных учреждений
Рекомендовано
Министерством образования
Российской Федерации
2-е издание,
переработанное и дополненное
Москва "Просвещение" 2003
УДК 373.167.1:52
ББК 22.6я72
П60
Порфирьев В. В.
П60 Астрономия : Учеб, для 11 кл. общеобразоват. учреж-
дений / В. В. Порфирьев.— 2-е изд., перераб. и доп.—
М. : Просвещение, 2003.— 174 с. : ил. — ISBN 5-09-
011620-2.
В этом учебнике подробно, на доступном для учащихся уровне из-
ложены достижения астрономической науки, современные теории про-
исхождения галактик, звезд, Вселенной. Автор опирается на знания
учащихся по физике, не использует в тексте сложных формул. Изучая
астрономию по этому учебнику, учащиеся проявят большой интерес к
физике и астрономии.
УДК 373.167.1:52
ББК 22.6я72
ISBN 5-09-011620-2	©Издательство «Просвещение», 2003
© Художественное оформление.
Издательство «Просвещение», 2003
Все права защищены
Глава I
ВВЕДЕНИЕ
§ 1.	НАЧАЛЬНЫЙ ПЕРИОД РАЗВИТИЯ
АСТРОНОМИИ
1.	Предмет астрономии. Астрономия — наука о строении
и развитии небесных тел, образуемых ими систем и Вселен-
ной («астрон» — звезда, «номос» — закон). Эта наука возник-
ни в древности из практических потребностей человека: необ-
ходимости счета времени, предсказания сезонных явлений, оп-
ределения положения и направления движения корабля в мо-
ре или каравана в пустыне. Немалую роль играло и присущее
человеку стремление познать окружающий мир, определить
свое место в нем. Уже в самых древних письменных источни-
ки х мы находим хорошо развитую систему астрономических
знаний.
Астрономия оказывала огромное влияние на развитие на-
уки в прошлом и оказывает его сейчас. Большое практичес-
кое? значение имела астрономия для географии, много нового
принесли космические исследования планет для геологии. Со-
временная физика не может обойтись без астрономических дан-
ных о строении Вселенной. Даже такая, казалось бы, далекая
от повседневной жизни проблема, как проблема чужих циви-
лизаций, тоже имела практическое значение, хотя бы в ши-
фровальном деле.
Астрономия — наука, основанная на наблюдениях. Про-
стейшие из них — это наблюдения за звездным небом нево-
оруженным глазом. В темную безлунную ночь нам представ-
ляется, что мы находимся в центре огромного плоского кру-
ги, накрытого полусферой, на которой расположены светящи-
еся точки — звезды. Продолжая наблюдения, мы замечаем,
что полусфера поворачивается и все новые звезды появляют-
ся на востоке, в то время как другие исчезают на западе.
Образ сферы возникает потому, что человек не способен
оценивать расстояние до предмета, превышающее 4—5 км. Все
предметы, расположенные дальше, кажутся нам удаленными
ня это расстояние. Сфера, на которой, как нам кажется, рас-
положены звезды, называется небесной сферой (более подроб-
но о ней см. § 3).
На первый взгляд число звезд кажется бесконечно боль-
шим. В действительности же невооруженным глазом мы мо-
жем увидеть на всем небе около 6000 звезд, а одновременно
не более 2000, так как половина небесной сферы закрыта Зем-
ной и у горизонта всегда существует дымка, скрывающая мно-
гочисленные слабые звезды.
г	3
2.	Созвездия. Наименования звезд. Для проведения систе-
матических наблюдений за звездным небом, а они необходи-
мы, чтобы использовать звезды для ориентирования, нужно
запомнить их относительное расположение. Для облегчения
этой задачи уже в древности самые яркие и заметные звезды
объединялись в созвездия. Первые созвездия получили наиме-
нования по названиям животных (Рак, Лев, Овен и др.), бо-
лее поздние — по именам героев известных мифов (Персей,
Андромеда, Геркулес и др.) или по названиям тех предметов,
которые они напоминали (Лира, Стрела, Северная Корона
и др.). На южном небе, т. е. на той части неба, которая не
видна в средних широтах северного полушария, созвездия вы-
делялись уже в период Великих географических открытий,
что отразилось в их названиях (Микроскоп, Компас и др.).
Примерно в это же время (конец XVI — начало XVII в.)
появились более точные карты неба. На этих картах созвез-
дия изображались красивыми рисунками (рис. 1). Но небес-
Рис. 1. Созвездие Ориона на старинной карте неба. Карта изображает небес-
ную сферу так, как она видна снаружи.
4
пая сфера изображалась так, как мы видели бы ее снаружи.
Это объяснялось тем, что еще со времен Древних Египта и Ва-
вилона звездное небо изображалось в виде небесного глобуса.
На современных картах неба созвездия показаны так, как мы
видим их в действительности, т. е. так, как они видны из цен-
тра небесной сферы.
«Созвездиям давались имена и очертания как бы нарочно,
с целью породить возможно большую путаницу и неудобства,
бесчисленные змеи извиваются длинными кольцами, удержать
которые не в силах ни одна память, на всем пространстве не-
бесного свода; медведи, львы и рыбы, большие и малые, без-
надежно путают номенклатуру» (Д. Гершель. «Очерки астро-
номии»). Эти слова известного астронома наглядно характери-
зуют положение с небесной номенклатурой уже в XIX в.
До сравнительно недавнего времени в созвездия объединя-
лись не все звезды и астрономы имели возможность (и поль-
зовались ею) выделять все новые и новые созвездия. В резуль-
тате этого число созвездий достигло 132. Полное отсутствие
системы привело к тому, что каждый астроном признавал толь-
ко свою систему созвездий. Создалась невероятная путаница.
Чтобы ее избежать, в 1922 г. Международный астрономи-
ческий союз постановил оставить 88 созвездий с их традици-
онными названиями и принял решение называть созвездием
область неба, ограниченную установленными границами. Все
звезды в этих границах (а не только образующие фигуру со-
звездия), видимые как невооруженным глазом, так и в теле-
скоп, считаются принадлежащими этому созвездию (рис. 2).
Были подтверждены и уточнены и правила наименований звезд
в созвездиях.
Некоторые звезды имеют собственные названия. Например,
Сириус — а Большого Пса, Алголь — 0 Персея и т. д. Их не-
много, а общеупотребительных названий не более 10—15. Это
самые яркие звезды созвездий (не всех). Звезды, чем либо за-
мечательные (например, Алголь (от арабского «эль гуль» —
дьявол) и Мира (от латинского mirae — удивительная) — эти
звезды меняют свой блеск), обычно имеют собственные на-
звания.
При создании карт и каталогов звезд потребовалось как-то
обозначать их блеск (в просторечии говорят о яркости звезд,
но это неправильно, поскольку яркость — физическая вели-
чина, никакого отношения к видимости звезд не имеющая).
В действительности мы воспринимаем освещенность (Е), т. е.
количество энергии, которая приносится светом на единицу
площади в единицу времени. Именно это воспринимается гла-
зом и фиксируется приборами.
Великий древнегреческий астроном Гиппарх (II в. до н. э.),
создатель первого каталога звезд, разделил все звезды на шесть
величин. К первой величине он отнес 23 самых ярких звез-
5
Рысь
S
к
ф
«
о
• >
Персей •
Возничии •
• Телец
а /з
Эридан
Корма
Большой Пес
Печь
Голубь I")
•Г
Заяц S-
• Близнецы
Малый Пес
Орион £
Плеяды
Единорог
.9

I
Л
4
Рис. 2. Созвездие Ориона на современной карте неба. Карта изображает не-
бесную сферу так, как она видна изнутри.
ды, а к шестой величине — звезды, едва различимые нево-
оруженным глазом. Понятие звездной величины сохранилось
до наших дней и часто употребляется в научной и популяр-
ной литературе. Оказалось, что изменение блеска на одну звезд-
ную величину соответствует изменению светового потока в
2,512 раза. Это значение несколько отличается от данного Гип-
пархом, но очень удобно, поскольку разность звездных вели-
чин можно записать в виде простого соотношения
6
lg^- или Е1/Е2=1О-о-4('П1’'П2),
где т — обозначение звездной величины, которая обычно, как
и в обозначении градуса, записывается в виде степени (напри-
мер, 2т обозначает вторую звездную величину).
Шкала звездных величин задается нульпунктом, т. е. ука-
занием, что такая-то звезда имеет такую-то звездную величи-
ну. Принято, что звезда Вега (а Лиры — самая яркая звезда
северного неба) имеет звездную величину, равную О'". Более
яркие светила имеют отрицательную звездную величину. Зна-
чения звездных величин для некоторых объектов приведены
в таблице 1. В нашем учебнике мы не будем пользоваться этим
понятием.
Звездные величины
Таблица 1
Объект	Звездная величина	Относительный блеск
Солнце	—26т	2,5 • Ю10
Луна в полнолунии	—12т	6-104
Сириус	-1,6т	4,4
Вега	от	1
Звезды Большой Медведицы	2т	0,16
Самые слабые звезды, видимые нево- оруженным глазом	6т	4-10”
Звезды, доступные космическому телескопу Хаббла	30т	1012
По традиции, введенной в 1603 г. немецким астрономом
И. Байером, звезды в созвездии в порядке убывания видимой
яркости обозначаются сначала греческими буквами (а, р,
у, ...), затем латинскими буквами (а, Ь, с, ...), потом цифра-
ми с добавлением названий созвездий, например: а Большого
Пса, р Лиры, у Зайца, 61 Лебедя. Звезды, не видимые нево-
оруженным глазом, принадлежащие к особым классам или об-
ладающие какими-либо особыми свойствами, а также другие
астрономические объекты обозначаются номером в каталоге
(списке) этих объектов с указанием их названий (например,
7
туманность Андромеды обозначается либо М31, либо NGC7456
соответственно в каталоге Месье и в Новом генеральном
каталоге). Любое обозначение звезды (или другого астро-
номического объекта) — это всего лишь ее собственное на-
звание.
Отметим, что право давать названия как небесным объек-
там, так и объектам на небесных телах имеет только Комис-
сия по номенклатуре Международного астрономического сою-
за. Другие названия не имеют никакого значения.
Наблюдая за небом, люди убедились, что взаимное распо-
ложение звезд не меняется (они так и стали называться — не-
подвижными звездами). Только пять светил, выделяющихся
ровным светом (в то время как звезды мерцают) и большой
яркостью, меняют свое расположение среди остальных. Эти
светила были названы планетами (от лат. planeta — блужда-
ющая). Если смотреть в мощный бинокль или небольшой те-
лескоп (достаточно увеличение в 10—15 раз), то можно уви-
деть, что звезды по-прежнему видны в виде светящихся то-
чек, а планеты — в виде небольших светящихся дисков. Ве-
нера и Меркурий иногда видны как серп, наподобие лунного.
Уже при увеличении в 50 раз можно увидеть кольца Сатурна
и полосы в атмосфере Юпитера. В древности к планетам при-
числяли Луну и Солнце. Луна и Солнце всегда перемещают-
ся среди звезд с запада на восток. Остальные планеты то
движутся в том же направлении (прямое движение), то оста-
навливаются (стояние), то движутся в обратном направлении
(обратное движение) (рис. 3).
3.	Системы мира. Геоцентрическая система Птолемея. Ко-
перниканский переворот в науке. Одной из основных задач ас-
трономии всегда было создание системы мира, или, говоря со-
временным языком, такой его модели, которая, соответствуя
господствующим представлениям об окружающем мире и ос-
новным законам природы, позволяла бы описывать наблюда-
емые явления и предсказывать важнейшие из них, т. е. поз-
воляла бы судить о действительном устройстве мира.
Первая научная система мира начала формироваться в тру-
дах Аристотеля, Гиппарха и других ученых Древней Греции.
Свое завершение она получила в работах выдающегося древ-
негреческого астронома Птолемея (II в. н. э.). Эта система на-
зывается геоцентрической системой Птолемея (рис. 4) или пто-
лемеевой системой мира.
Согласно этой системе в центре мира расположена Земля
(от греч. — Гея, откуда и название «геоцентрическая»). Все-
ленная ограничена хрустальной сферой, на которой располо-
жены звезды (сфера неподвижных звезд). Между Землей и
сферой движутся планеты. Движения планет, Солнца и Луны
описывались сложной системой круговых движений, которые
в сумме давали наблюдаемые перемещения.
8
Рис. 3. Видимый путь Марса среди звезд на карте неба за 6 месяцев.
Уже в древности многие астрономы пытались построить ге-
лиоцентрическую систему, поместив в центр мира Солнце. Но
их попытки были отвергнуты.
На протяжении многих столетий средневековые астрономы
вели тщательные наблюдения за движением планет, непрерыв-
но совершенствуя и уточняя систему Птолемея. По необходи-
мости вводились новые круги,
смещались центры планетных
орбит. Система мира все более
и более усложнялась. Стано-
вилось ясным, что она ложна
в своей основе. В 1543 г. вы-
шла в свет книга гениально-
го польского астронома Нико-
лая Коперника «Об обращении
небесных сфер». В ней изла-
галась гелиоцентрическая си-
стема мира. Согласно этой
системе в центре мира нахо-
дится Солнце (от греч.— Ге-
лиос, откуда и название
« гелиоцентрическая »). Пла-
неты, в том числе и Земля,
обращаются вокруг Солнца
Рис. 4. Система мира Птолемея
(геоцентрическая).
по круговым орбитам, а Луна
9
обращается вокруг Земли и
одновременно с ней вокруг
Солнца (рис. 5). Гелиоцентри-
ческая система позволила
освободиться (хотя и не пол-
ностью) от ряда произвольных
и противоречивых допуще-
ний, которых требовала сис-
тема Птолемея, и объяснить
наблюдаемые факты с единой
точки зрения. Фактически
Коперник сформулировал но-
вый принцип научного иссле-
дования, определивший на
многие годы путь развития
науки. Согласно этому прин-
Рис. 5. Система мира Коперника
(гелиоцентрическая).
деле. Новое учение впервые
любой религии представление о
ципу то, что мы видим, не-
обязательно совпадает с тем,
что происходит на самом
отвергло лежащее в основе
принципиальном отличии «зем-
ного» — низкого и порочного от «небесного» — чистого и воз-
вышенного. Земля была сведена в ряд обычных планет, а че-
ловек потерял свой статус «центра мироздания». Произошел
разрыв науки с теологией, открылся путь для материалисти-
ческого познания природы. Важнейший шаг в направлении
развития материалистического мировоззрения был сделан
Джордано Бруно, сформулировавшим идею о бесконечности
Вселенной, о тождественной природе Солнца и звезд, о мно-
жественности обитаемых миров.
4.	Кеплер и его законы движения планет. Окончательная
победа коперниканства связана с именами И. Кеплера и Г. Га-
лилея. Выдающийся немецкий астроном и математик Иоганн
Кеплер получил в наследство от датского астронома Тихо де
Браге результаты многолетних наблюдений за движением пла-
неты Марс. Обработав их, И. Кеплер сформулировал новые за-
коны движения планет (они рассмотрены в § 8). Важнейшим
выводом ученого было то, что планеты движутся по эллипсам
и неравномерно. Это положение позволило окончательно отка-
заться от произвольных допущений, сохранившихся в теории
Коперника от птолемеевой системы мира.
5. Галилей. Телескопические наблюдения. 7 января 1610 г.
знаменитый итальянский ученый Галилео Галилей впервые
направил на небо свой телескоп (рис. 6). Уже в первые ночи
наблюдений Г. Галилей обнаружил, что существует огромное
количество слабых, недоступных для невооруженного глаза
звезд. Выяснилось, что Млечный Путь состоит из слабых звезд,
угловые расстояния между которыми настолько малы, что их
10
изображения на сетчатке глаза сливаются и образуют сплош-
ную туманную полосу. Галилей установил, что в отличие от
звезд планеты обладают видимыми в телескоп дисками, что
Венера светит отраженным светом Солнца и, подобно Луне,
меняет свой вид, представляясь то полным диском, то серпом.
Галилей увидел горы на Луне и определил их высоту, а у
Юпитера обнаружил четыре спутника (до сих пор называемые
галилеевыми), которые обращаются вокруг него, подобно Лу-
не, обращающейся вокруг Земли. Открытия Г. Галилея непо-
средственно подтвердили теорию Коперника.
Нужно сказать, что открытия Галилея были признаны не
сразу. Часть ученых отнеслись к ним весьма скептически. Не-
которые даже отказывались смотреть в телескоп, поскольку
считали все увиденное Галилеем просто оптическими иллю-
зиями.
Но так продолжалось недолго. Господствующая католичес-
кая церковь резко осудила Галилея и заставила уже далеко
не молодого ученого отречься от своих взглядов. Только
недавно церковь признала осуждение Галилея трагической
ошибкой.
6. Ньютон. Возникновение небесной механики. Огромное
значение для дальнейшего развития астрономии имели откры-
тия гениального английского ученого И. Ньютона. Используя
сформулированные им законы движения (законы Ньютона),
он показал, что законы Кеплера
следуют из законов движения,
если силы, действующие между
телами, изменяются обратно про-
порционально квадратам рассто-
яний между ними, т. е. открыл
закон всемирного тяготения.
Пользуясь законами, открытыми
Ньютоном и разработанными им
же новыми математическими ме-
тодами, ученые смогли создать
теорию движения планет. Это
привело к тому, что в астроно-
мии выделились два раздела:
астрометрия и небесная механи-
ка (подобно тому как в физике
в свое время выделились меха-
ника, оптика, электродинамика
и др.).
Астрометрией называется
раздел астрономии, занимаю-
щийся определением точных
положений и движений светил
на небесной сфере, а также
Рис. 6. Первый телескоп Галилея.
11
смежными вопросами: определением и хранением времени, оп-
ределением координат на поверхности Земли, изучением вра-
щения Земли, определением расстояний до небесных объектов
и др.
Небесной механикой называется раздел астрономии, изуча-
ющий движение небесных тел под действием сил всемирного
тяготения.
В XVII—XIX вв. развивались именно эти отрасли астроно-
мии.
Открытия И. Ньютона изменили и уточнили систему ми-
ра. Если у Коперника по-прежнему границей мира служила
сфера неподвижных звезд, то в ньютоновской системе мир бес-
конечен во времени и в пространстве. Время однородно и
течет равномерно во всей Вселенной, пространство однородно
(т. е. его точки не отличаются друг от друга), и любое направ-
ление в нем ничем не выделяется (конечно, в отсутствие
материальных тел). Это означает, что центра мира просто не
существует. Материальные тела (звезды, планеты и т. д.) су-
ществуют в пространстве и во времени, но никак на них не
влияют. Эта картина мира была общепринятой и считалась
вполне точной до середины XX в., когда ее сменила новая
картина, основанная на общей теории относительности А. Эйн-
штейна. Это гораздо более сложная система (о ней будет ид-
ти речь в последней, VII главе учебника).
§ 2.	СТАНОВЛЕНИЕ СОВРЕМЕННОЙ
АСТРОНОМИИ
1.	Телескопы. Со времен Галилея основным прибором для
получения информации о небесных светилах служит телескоп.
Современные телескопы мало похожи на первый телескоп
Галилея и представляют собой сложнейшие технические кон-
струкции. Но принцип их устройства остается прежним. С по-
мощью линзы или параболического зеркала (см. оборот фор-
заца I) мы собираем свет от небесного объекта и строим изо-
бражение в фокусе линзы или зеркала. Здесь помещается при-
емник излучения, который фиксирует изображение для даль-
нейшего изучения.
Небесные светила мы изучаем, собирая, принимая, реги-
стрируя и исследуя приходящее от звезд излучение. Глаз то-
же является прибором, собирающим и регистрирующим пада-
ющий на него свет. Свет от звезды, проходящий через зрачок
глаза, собирается хрусталиком на сетчатке. Энергия падающе-
го света вызывает отклик нервных окончаний. В мозг посту-
пает сигнал, и мы видим звезду. Но энергии, приходящей от
звезды, может быть слишком мало (звезда слабая). Тогда сет-
чатка не прореагирует, и мы звезды не увидим.
12
Принципиально телескоп от глаза отличается только раз-
мерами, способом концентрации света и природой регистрато-
ра света. Важнейшими характеристиками телескопа являют-
ся его разрешающая и проницающая способности.
Разрешающая способность телескопа определяется наи-
меньшим угловым расстоянием между светящимися точка-
ми, которые могут быть видны (разрешены) как отдельные
объекты.
Проницающая способность телескопа определяется наи-
меньшей регистрируемой освещенностью, создаваемой светя-
щимся объектом.
Проницающая способность телескопа определяется прежде
всего его диаметром: чем больше диаметр, тем больше света
он собирает. Важную роль играют и приемники излучения.
Если 200 лет назад в телескоп просто смотрели и пытались
зарисовать то, что видят, а 40 лет назад в основном фотогра-
фировали созданное телескопом изображение, то теперь поль-
зуются электронными приемниками изображения, которые мо-
гут регистрировать примерно 60% падающих на него фотонов
(фотопластинка регистрирует примерно в 10—100 раз мень-
шую долю).
Разрешающая способность телескопа тоже определяется его
размерами. Дифракция световых лучей на краю отверстия
приводит к тому, что невозможно в телескопе различить две
светящиеся точки, если направления на них образуют угол
меньше предельного. Предельный же угол для идеального
объектива и видимого света определяется по формуле
14"
а“’
где а — предельный угол, выраженный в угловых секундах;
D — диаметр телескопа (в см). Для человеческого глаза пре-
дельный угол равен 28" (фактически 1—1,5'), для крупнейше-
го в мире телескопа диаметром 10 м предельный угол равен
0,015". Реально предельный угол в несколько раз больше из-
за влияния атмосферы.
Однако сейчас наступает новый этап в создании наземных
телескопов, которые можно с полным основанием назвать при-
борами XXI в. (см. оборот форзаца I). Во-первых, они очень
большие — диаметр их главного зеркала 8—10 м. Во-вторых,
они построены с использованием новых принципов. Их зер-
кала подстраиваются под изменения, происходящие в атмос-
фере, так что расфокусировка изображения, вызванная пе-
репадами плотности воздуха и его потоками, сводится к
минимуму. Такая оптика, «умеющая» приспосабливаться к
быстроменяющимся условиям, называется адаптивной. Для по-
вышения разрешающей способности телескопов применяются
также методы оптической интерферометрии с большой базой.
К новому поколению телескопов относятся 10-метровые те-
13
лескопы Кека (США), 10-метровый телескоп Хобби-Эберли и
8-метровые телескопы Джемини, Субару, телескоп VLT (Very
Large Telescope — Очень Большой Телескоп) Европейской юж-
ной обсерватории, а также находящийся в стадии постройки
Большой Бинокулярный Телескоп (Large Binocular Telescope)
в Аризоне (США).
Очень важно то обстоятельство, что во всех этих телеско-
пах главное зеркало образовано отдельными зеркалами, чис-
ло которых различно в разных телескопах. Так, в телескопе
Субару смонтировано 261 зеркало, в VLT — 150 осевых и
64 боковых зеркала, в телескопе Джемини — 128 зеркал. В
Большом Бинокулярном Телескопе (LBT) имеется два главных
зеркала, состоящие также из многих элементов. Диаметр глав-
ных зеркал всех этих телескопов лежит в диапазоне от 8,1 до
8,4 м. Зеркала управляемы, у каждого имеется система при-
способлений, которые могут, давя на зеркало, нужным обра-
зом изменять его форму, что стало возможным, когда начали
изготовлять очень тонкие и легкие зеркала.
Для чего это делается? С помощью телескопа необходимо
получать как можно более ясное изображение удаленной звез-
ды, которое должно выглядеть одной точкой. Большие объек-
ты, вроде галактик, могут рассматриваться как множество то-
чек. Свет от далекой звезды распространяется в виде сфери-
ческой волны, проходящей огромное расстояние в космичес-
ком пространстве. Фронт волны, достигшей Земли, можно счи-
тать плоским из-за гигантского радиуса сферы — расстояния
до звезды.
Если на телескоп падает плоская волна, то в фокальной
плоскости появляется точка, размер которой определяется толь-
ко дифракцией света, т. е. выполняется условие предельного
угла. Именно это имеет место в космическом телескопе Хаб-
бла, который, несмотря на то что его диаметр всего 2,4 м, по-
лучает изображение лучше, чем 4—6-метровые телескопы ста-
рой конструкции.
Прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через зем-
ную атмосферу и турбулентность воздуха, что нарушает пло-
скую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оп-
тика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить из-
начальную (плоскую) форму волнового фронта.
Таким образом, телескоп дает исследователю совершенно
новые возможности по сравнению с наблюдениями невоору-
женным глазом: регистрировать значительно более слабые
источники и видеть больше мелких деталей на небесных
объектах.
Не нужно думать, что все проблемы с адаптивной оптикой
легко и просто решаются. Только появление лазеров, высот-
ных ракет, сверхмощных и сверхбыстродействующих ЭВМ поз-
волило решать многие проблемы и получать на наземных те-
14
лескопах изображения не хуже тех, которые получены за пре-
делами земной атмосферы.
2.	Открытие новых астрономических объектов. Примене-
ние телескопов все больших и больших размеров привело к
обнаружению множества совершенно неожиданных астрономи-
ческих объектов. Уже в XVIII в. В. Гершелем было установ-
лено существование двойных и кратных звезд, т. е. систем, в
которых две или больше звезд движутся под действием сил
всемирного тяготения вокруг общего центра масс. Изучение
этих систем позволяет определить массы звезд (см. § 24).
Очень важным было обнаружение объектов явно не звезд-
ного происхождения. Это так называемые туманности — объ-
екты, похожие на клочки светящегося тумана (см. § 29). Сре-
ди них В. Гершель обнаружил два четко выраженных типа.
Туманности первого типа не обладают выраженной упорядо-
ченной структурой. Встречаются они в пределах полосы Млеч-
ного Пути (от греч.— Галактика) и были названы галактиче-
скими (теперь газовыми или диффузными). Туманности вто-
рого типа обладают четко выраженной структурой, чаще в ви-
де спиралей (см. форзац II). Они встречаются вне Млечного
Пути и были названы внегалактическими.
Тогда же В. Гершель установил, что Млечный Путь пред-
ставляет собой огромную изолированную звездную систему, на-
званную Галактикой (с большой буквы). Как и предполагал
Гершель, галактические туманности оказались объектами Га-
лактики. Он же предположил, что внегалактические туманно-
сти тоже «звездные острова», т. е. они представляют собой та-
кие же звездные системы, как и наша Галактика. Однако толь-
ко в XX в. это было установлено окончательно. Их стали на-
зывать галактиками (с маленькой буквы).
В 1781 г. В. Гершель открыл еще одну планету Солнечной
системы — Уран. В самом начале XIX в. были открыты асте-
роиды, или малые планеты,— крошечные небесные тела, дви-
жущиеся между орбитами Марса и Юпитера, а в 1846 г. и
1930 г. были открыты на основании теоретических расчетов
Нептун и Плутон — еще две планеты Солнечной системы (по-
дробнее см. § 9).
3.	Определение расстояний в Солнечной системе. Опреде-
ление расстояний до небесных тел чрезвычайно важно, так
как, только зная расстояния, можно ставить вопрос о приро-
де небесных тел, определять размеры Солнечной системы, Га-
лактики и самой Вселенной. Измерить расстояния до астро-
номических объектов можно только тригонометрическими ме-
тодами, поскольку провести прямое измерение, естественно,
невозможно.
В пределах Солнечной системы теория Коперника, уточнен-
ная Кеплером, дает возможность из наблюдений за движени-
ем планет определить относительные размеры их орбит. Обра-
15
Рис. 7. Планетные конфигурации.
Положение ! Положение
наблюдателя наблюдателя
Рис. 8. Определение параллакса.
тимся к рисунку 7. На нем показаны три орбиты планет: сред-
няя орбита Земли (ее положение на орбите отмечено бук-
вой 3), орбита одной из внешних планет, расположенной даль-
ше от Солнца (например, Марса), орбита внутренней планеты
(Венеры или Меркурия). Центральное тело — Солнце. От-
меченные положения планеты (эти положения называются
планетными конфигурациями) на орбите называются: для
внешней планеты П — противостояние, К — квадратура; для
внутренней Э — элонгация. В зависимости от того, в какой
стороне неба наблюдаются планеты, их квадратура и элонга-
ция называются западной (планета видна западнее Солнца)
или восточной. Очевидно, что нетрудно определить из наблю-
дений дуги ПК или углы ЭЗС. Их синусы равны отношени-
ям радиусов соответствующих орбит. Остается определить
расстояния ЗК и 33.
Определить расстояние до недоступного предмета можно,
измерив угол, который называется параллаксом, между на-
правлениями на предмет из двух точек (рис. 8). Если извест-
но расстояние между точками (база), то задача сводится к про-
стой геометрической. Остается выбрать базу и измерить углы.
Для определения расстояний в Солнечной системе базой
служит радиус Земли — величина достаточно хорошо опреде-
ленная. Угол, под которым он виден с планеты или другого
тела, входящего в Солнечную систему, называется горизон-
тальным параллаксом. Расстояния определяются для тех пла-
нет, которые наиболее близко подходят к Земле. Это Венера
и малая планета Эрос.
Два раза за столетие Венера проходит между Землей и Солн-
цем так, что ее диск проецируется на диск Солнца (рис. 9).
Ближайшее такое прохождение произойдет 8 июня 2004 г.
около 9 ч 10—20 мин по московскому времени. Продолжать-
ся оно будет около 6 ч (для каждого места наблюдения вре-
мя начала и конца прохождения немного отличается). Наблю-
дать прохождение нужно на экране, на который проецирует-
ся изображение Солнца. Планета будет видна как небольшой
темный кружок, движущийся на фоне диска Солнца. Если
16
a)
б)
Рис. 9. Определение горизонтально-
го параллакса (а) и прохождение пла-
неты по диску Солнца (б).
диаметр проекции солнечного диска 10 см (что доступно
школьному телескопу), то диаметр проекции Венеры 3 мм.
Невооруженным глазом (защищенным плотным фильтром) ее
смогут увидеть только люди с очень острым зрением. Очень
интересно наблюдать момент, когда планета пересекает край
диска Солнца. Именно в такой момент, в 1761 г., М. В. Ло-
моносов заметил, что диск Венеры, частично уже пересекший
край диска, был окружен сиянием (рис. 10). Он совершенно
правильно заключил, что это результат преломления света
Солнца в верхних слоях атмосферы Венеры. Интересно, сколь-
Рис. 10. Схема наблюдения М. В. Ломоносова (прохождение Венеры по
диску Солнца).
17
ко наблюдателей смогут увидеть такой эффект через 300 лет
после Ломоносова. (Ломоносов был единственным!)
8 ноября 2006 г. можно будет увидеть прохождение Мер-
курия по диску Солнца. Это явление будет наблюдаться только
с территории Дальнего Востока и Восточной Сибири. Проек-
цию Меркурия на экране можно увидеть в виде кружочка диа-
метром около 0,5 мм.
Наблюдатели, расположенные в разных местах Земли,
видят проходящую по диску Солнца планету по-разному
(см. рис. 9, I). Соответственно различаются и пути кружка по
проекции Солнца (см. рис. 9, II), расстояние между путями
сильно преувеличено, в действительности оно составляет на
нашем экране только около 2 мм. Поскольку из наблюдений
за движением Венеры и Меркурия мы знаем относительные
размеры их орбит и орбиты Земли и скорости движения Ве-
неры и Меркурия, то нам достаточно определить момент вступ-
ления Венеры или Меркурия на диск Солнца (момент прохож-
дения точки А или В на рисунке 9, II) и момент схода с не-
го (момент прохождения точки А' или В' на рисунке 9, II).
С этими данными нетрудно вычислить расстояние между Зем-
лей и Венерой и расстояние до Солнца.
4.	Определение расстояний до звезд. В принципе тот же
метод применяется и для определения расстояний до звезд.
Но они настолько далеки, что заметить отличие направлений
на звезду из разных точек поверхности Земли совершенно не-
возможно. Нужно максимально увеличить расстояние между
точками, в которых производится измерение.
Рассмотрим рисунок 11, на котором показано движение
Земли вокруг Солнца, где точка С — Солнце; S — звезда;
А и В — точки, в которых производится измерение. Они
Рис. 11. Определение параллакса
звезды.
выбираются так, чтобы точ-
ки А, В, С, S лежали в одной
плоскости и линия CS была
перпендикулярна АВ. (Все это
совершенно необязательно, но
при выполнении данных усло-
вий расчеты сильно упрощают-
ся). Выберем некоторое постоян-
ное направление АР (направле-
ние ВР' ему параллельно.) Это
может быть направление, парал-
лельное земной оси, или направ-
ление на гораздо более слабую
звезду, соседнюю с той, рассто-
яние до которой определяется.
Вероятно, что такая звезда рас-
положена намного дальше и ее
смещением можно пренебрегать.
18
Измеряются углы и а2. Легко видеть, что угол С SB, обо-
значаемый л" и называемый годичным параллаксом, равен:
л 2 .
Зная же п" и расстояние СА (расстояние от Земли до Солн-
ца), нетрудно определить и расстояние до звезды. Чтобы из-
бежать ошибки, в качестве реперов используется несколько
слабых звезд. Измерения производятся одновременно для всех
таких звезд.
В 30-х гг. XIX в. почти одновременно В. Я. Струве в Пул-
ково, Т. Гендерсон на мысе Доброй Надежды и Ф. Бессель в
Кенигсберге определили параллаксы Веги, а Центавра и
62 Лебедя.
Оказалось, что ближайшая к нам звезда а Центавра име-
ет параллакс 0,76", т. е. расположена от Солнца в 270 000 раз
дальше, чем Земля.
Определение параллаксов звезд очень сложная и трудоем-
кая задача. Нужно сфотографировать или другим способом за-
фиксировать положения множества звезд. Причем это необхо-
димо сделать, как минимум, трижды с интервалом между
снимками в полгода. Затем сравнивают положения звезд от-
носительно соседних существенно более слабых, предполагая,
что они находятся достаточно далеко. Таким образом опреде-
ляют одновременно параллактическое смещение и смещение
звезды из-за ее движения в пространстве. Это очень сложная
задача, требующая исключительно высокого разрешения, труд-
нодостижимого в земных условиях.
До сравнительно недавнего времени было измерено всего
около 1500 параллаксов, т. е. расстояний до различных звезд.
Это очень мало, поскольку такие измерения лежат в основе
косвенных методов определения расстояний во Вселенной. По-
ложение изменилось после полета искусственного спутника
HIPP ARCOS. За несколько лет работы на спутнике было со-
здано два каталога (списка) звезд. В одном содержатся дан-
ные о параллаксах и движении 118 000 звезд, причем парал-
лаксы определены с точностью до 0,001". В другом — данные
о 1000 000 звезд, но уже с меньшей точностью: от 7-Ю”3 до
25-10-3 секунды дуги.
5.	Единицы длины, применяемые в астрономии. Посколь-
ку расстояния между астрономическими объектами очень
велики, пользоваться обычными единицами длины (метр,
километр) неудобно. Поэтому в астрономии принята своя си-
стема единиц длины. Так, для измерения расстояний в пре-
делах Солнечной системы используется астрономическая еди-
ница (а. е.), равная среднему расстоянию от Земли до Солн-
ца (149 600 000 км). В таких единицах среднее расстояние наи-
более удаленной планеты выражается числом 39,5 а. е. Одна-
ко и эта единица слишком мала для измерения расстояний
19
между звездами в Галактике, а тем более расстояний между
галактиками. Поэтому используется единица длины, название
которой — парсек (пк); оно составлено из слов «параллакс» и
«секунда», т. е. парсек — это расстояние, с которого средний
радиус земной орбиты виден под углом 1". Иначе парсек —
это расстояние, для которого годичный параллакс равен 1".
Часто применяются и производные единицы: килопарсек
(1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1000 000 пк). Реже
применяется другая единица длины — световой год; это рас-
стояние, которое свет проходит за один год. Между единица-
ми длины, применяемыми в астрономии, существуют соотно-
шения:
1 пк = 3,36 св. года=206 265* а. е. = 3*1016 м,
1 св. год =0,3066 пк = 63 240 а. е. = 9,5-1015 м.
В этих единицах диаметр Галактики равен 25 кпк, рассто-
яние до ближайшей к нам галактики — туманности Андро-
меды — около 1 Мпк, расстояние до наиболее удаленных из
известных нам объектов около 15409 световых лет.
Непосредственно измерить параллакс можно только у срав-
нительно близких звезд, расположенных не далее 50—100 пк.
К настоящему времени число измеренных параллаксов состав-
ляет более 100 000. Большинство из них получено на астро-
метрическом спутнике HIPP ARCOS. Предполагается, что к
2007 г. будет запущен еще один астрономический спутник,
который измерит более миллиона параллаксов, причем точ-
ность будет такова, что станут известны истинные параллак-
сы объектов, расположенных на расстоянии 1 кпк и далее.
Это чрезвычайно важно, так как большие расстояния измеря-
ются только косвенными методами, путем сравнения яркости
более близких (параллаксы известны) и более далеких, родст-
венных объектов).
6. Развитие небесной механики. Появление небесной меха-
ники обязано гению И. Ньютона, открывшего закон всемир-
ного тяготения. С этого момента стало возможным точно рас-
считывать движение небесных тел.
Небесная механика изучает движение небесных тел, кос-
мических аппаратов, искусственных и естественных спутни-
ков планет под действием сил гравитации. Задачей небесной
механики является предсказание положений небесных тел, ис-
следование устойчивости Солнечной системы и звездных сис-
тем, определение значений астрономических постоянных, по-
строение теории движения тел Солнечной системы с учетом
эффектов общей теории относительности. В ряде случаев учи-
тывается давление света (в движении комет и астероидов), си-
лы сопротивления среды (в движении ИСЗ), изменение массы
*206 265 — число секунд в радиане.
20
и другие факторы. Для особо точных расчетов длительных ко-
смических полетов и движения астероидов учитываются по-
правки за счет современной теории пространства-времени-тя-
готения — общей теории относительности.
Первый значительный успех небесной механики был свя-
зан с кометами. Кометы — «хвостатые звезды», названные так
за необычный вид (см. вклейку V). Они внезапно появляются
на небе, быстро проносятся среди звезд и исчезают. В 1705 г.
3. Галлей предположил, что три кометы, наблюдавшиеся в
1531, 1607 и 1682 гг., являются одним и тем же небесным
телом, двигающимся по эллиптической орбите с периодом око-
ло 76 лет, и предсказал новое появление кометы в 1858 г. Ор-
биту кометы уточнил А. Клеро, и она появилась в назначен-
ное время. Эта комета получила название кометы Галлея. По-
следний раз она появилась в 1986 г.
К 40-м гг. XIX в. стало ясно, что движение открытого Гер-
шелем Урана нельзя объяснить притяжением Солнца и изве-
стных к тому времени планет. Была выдвинута гипотеза о су-
ществовании еще одной планеты Солнечной системы.
Эта планета Нептун была открыта 23 сентября 1946 г. не-
мецким астрономом И. Галле по вычислениям У. Леверье. От-
крытие Нептуна окончательно доказало правильность ньюто-
новской теории тяготения.
Величайшим триумфом небесной механики ознаменовались
полеты космических советских станций «Вега-1» и «Вега-2»
к комете Галлея в 1975—1976 гг. и американских «Вояд-
жер-1» и «Вояджер-2» к Юпитеру, Сатурну, Урану и Непту-
ну в 1977—1989 гг. Эти полеты продолжаются и в настоящее
время.
7. Возникновение и становление астрофизики. До середи-
ны XIX в. природа звезд и туманностей была предметом весь-
ма абстрактных умозрительных рассуждений. Что в действи-
тельности происходит на них, почему и как они светят —
такие вопросы нельзя было даже ставить. Положение пре-
красно характеризовалось известным изречением древнего
философа: «Если хочешь заниматься астрономией, не спра-
шивай, что такое звезды!» Положение стало меняться в
30-х гг. XIX в., когда были определены первые расстояния
до звезд.
Определение расстояний до звезд позволило сразу же опре-
делить их массы (используя законы Кеплера, см. § 8), по край-
ней мере для нескольких близких двойных звезд. Оказалось,
что массы звезд сравнимы с массой Солнца, тем самым под-
твердилось предположение о том, что звезды — это далекие
солнца.
Еще И. Ньютон, направив на призму луч света, обнару-
жил, что белый свет разлагается на семь цветных лучей, об-
разующих радужную полоску — спектр. Через 150 лет Й. Фра-
21
унгофер установил, что спектр Солнца пересечен тонкими тем-
ными линиями — линиями поглощения, или фраунгоферовы-
ми линиями, а в 1858 г. Р. Бунзен и Г. Кирхгоф доказали,
что линии поглощения в спектре Солнца и яркие линии в спе-
ктрах паров химических элементов находятся в одном и том
же месте спектра и что по линиям в спектре можно опреде-
лять химический состав светящегося газа. Так был открыт
спектральный анализ. Уже к концу XIX в. были сфотографи-
рованы спектры звезд и доказано, что во всех небесных объ-
ектах встречаются одни и те же химические элементы (см.
вклейку VI).
В середине и конце XIX в. были открыты законы излуче-
ния (Л. Больцман, В. Вин, М. Планк) и установлено, что и
Солнце, и звезды представляют собой раскаленные газовые ша-
ры. Но только в середине XX в. получила развитие теория из-
лучения, объяснившая, как и в каких условиях формируется
наблюдаемое излучение звезд и других небесных объектов. Это
привело к появлению нового раздела астрономии — астрофи-
зики.
Астрофизика изучает физическую природу небесных тел,
физические процессы, в них происходящие, строение и эволю-
цию как отдельных небесных тел, так и их систем.
Развитие астрофизики в значительной мере определялось
развитием средств наблюдений. Ведь ничего, кроме света, к
нам от далеких астрономических объектов не приходит. До
конца XIX в. небесные объекты рассматривались в телескоп
непосредственно глазом. Постепенно основным методом реги-
страции излучения стала фотография. А к концу XX в. она,
в свою очередь, была вытеснена методами современной элек-
тронной техники.
В 40—50-е гг. XX в. начала развиваться радиоастрономия,
т. е. исследование радиоизлучения небесных тел. Расширение
диапазона волн, доступного наблюдению, привело не только к
открытию принципиально новых объектов, таких, как пуль-
сары и квазары, но и к существенному расширению наших
знаний о природе уже известных объектов, в частности Солн-
ца. Были построены поистине гигантские радиотелескопы, как
поворотные, так и стационарные (см. оборот форзаца I). Са-
мым большим стационарным радиотелескопом является
РАТАН-600 в обсерватории РАН на Северном Кавказе.
Радиотелескопы легко объединить в сеть. Это могут быть
телескопы, расположенные в разных частях Земли или в не-
посредственной близости. Совместная их работа позволяет по-
лучить интерферометры с базой в несколько тысяч (!) кило-
метров или эквивалент зеркала диаметром в многие сотни ме-
тров. С помощью таких телескопов можно получить разреше-
ние, сравнимое с тем, которое дают оптические телескопы, или
даже лучше.
22
С началом космической эры (1957 г.) начались исследова-
ния в ранее недоступных диапазонах излучения: инфракрас-
ном, ультрафиолетовом, рентгеновском. Особое значение име-
ет единственный пока космический телескоп Хаббла (см. обо-
рот форзаца I). С введением в строй 10-метровых телескопов
астрономы получили оптическое разрешение, сравнимое с
разрешением космического телескопа, но по-прежнему лишь
космическому телескопу доступны ультрафиолетовый и инфра-
красный диапазоны.
Бурный прогресс техники наблюдений привел к ряду заме-
чательных открытий. Были уточнены наши знания о малых
планетах, открыты газопылевые облака у некоторых звезд (воз-
можно, это начало формирования новых планетных систем),
рентгеновские источники.
КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ И ЗАДАЧИ
1.	Что называется созвездием! Какие звезды относятся к данному созвез-
дию! Как называются звезды! Кто может давать названия звездам! Перечис-
лите известные вам созвездия.
2.	Что такое планета! Чем отличаются планеты от звезд при наблюдении
невооруженным глазом или в телескоп!
3.	Приведите основные особенности движения планет. Луны и Солнца сре-
ди звезд.
4.	Перечислите открытия Галилея, свидетельствующие в пользу системы Ко-
перника.
5.	Какие характеристики телескопа наиболее важны! Что такое адаптивная
оптика, для чего она нужна!
6.	Перечислите основные разделы астрономии.
7.	Что такое параллакс! Что можно определить с его помощью!
8.	Что такое астрономическая единица, парсек и световой год!
9.	Параллакс первой звезды равен 0,02, вторая находится на расстоянии
40 пк от Солнца, третья — на 2*107 а. е., четвертая — на 125 св. лет. Распо-
ложите звезды в порядке увеличения расстояний.
10.	Какая из двух звезд расположена ближе к Солнцу — та, которая на-
ходится в 25 пк, или та, от которой свет идет 60 лет!
11.	В нашем распоряжении 10-метровый телескоп. Сможем ли мы увидеть
Землю из другой планетной системы, расположенной от нас на расстоянии
1 кпк!
Глава II
ВИДИМЫЙ МИР
§ 3. НЕБЕСНАЯ СФЕРА И КООРДИНАТЫ НА НЕЙ
1.	Небесная сфера. Астрономия — наблюдательная наука.
Получить информацию о небесных светилах можно только пу-
тем наблюдений. Но чтобы наблюдать светило, нужно знать,
в каком направлении оно находится. Это необходимо, чтобы
направить на него телескоп. В частности, нужно знать, в ка-
кое время оно вообще видно, чтобы не пытаться увидеть объ-
ект днем (если объект не Солнце). Другими словами, необхо-
димо определить, где на небесной сфере находится интересу-
ющий нас объект и когда его можно увидеть. Это первая за-
дача астрометрии — одного из разделов астрономии.
Очень важную информацию можно получить, исследуя ви-
димые движения звезд. Перемещение светила по небесной сфе-
ре может быть обусловлено движением наблюдателя или дви-
жением самого объекта. Видимые смещения, как правило, ис-
ключительно малы. Ведь расстояния до небесных светил ог-
ромны. Объекты, расположенные в нескольких сотнях тысяч
или десятках миллионов километров,— это ближайшие к нам
объекты. Но для того чтобы было возможно определить эти
расстояния, нужно знать точное положение светил, которые
мы наблюдаем. Это вторая задача астрометрии.
Не менее важно следить за временем. Хотя существуют эта-
лоны времени, созданные физиками, намного более точные,
чем астрономические, роль астрономических наблюдений по-
прежнему очень велика. Астрономы могут точно измерять боль-
шие и очень большие промежутки времени совершенно неза-
висимыми методами, что является важным элементом систе-
мы хранения времени. Это третья задача астрометрии.
Наконец, физики, геологи, геофизики, моряки и летчики,
космонавты и другие специалисты нуждаются в определении
инерциальной системы отсчета, что также является важной
задачей астрометрии. Все эти задачи решаются с помощью не-
бесной сферы. Это четвертая задача астрометрии.
Для решения таких задач астрометристы создают сверхточ-
ные каталоги положения звезд, т. е. списки звезд с указани-
ем их точных координат на данный момент времени.
Воображаемая сфера произвольного радиуса с центром в
произвольной точке, на поверхности которой нанесены поло-
жения светил так, как они видны на небе в некоторый мо-
мент времени из данной точки, называется небесной сферой.
Радиус небесной сферы произволен, и мы можем принять
его настолько большим, что нам будет безразлично, где нахо-
24
дится ее центр: в глазу наблюдателя (т. е. одного из вас), в
центре Земли, в центре Солнца или где-то на одной из пла-
нет нашей Солнечной системы. Это возможно, поскольку боль-
шинство светил находится настолько далеко, что если смот-
реть с них на Солнечную систему, то она практически не бу-
дет отличаться от точки. Если говорить более точно, то два
луча, направленные из Солнца и с Земли или тем более из
разных точек Земли, даже к ближайшей звезде, практически
параллельны. Если мы говорим о планетах Солнечной систе-
мы или о Луне, то различие направлений придется учитывать,
но это лишь незначительно усложнит задачи астрометрии, ко-
торые перечислены выше и которые достаточно просто реша-
ются с помощью небесной сферы.
Для того чтобы было возможно решать эти задачи, на не-
бесную сферу наносят основные точки и круги. (В астрономии
принято называть окружность на небесной сфере кругом.)
Начнем построение небесной сферы (рис. 12). Очевидно, что
в центре небесной сферы находится другая сфера, а именно
Земля, на поверхности которой в некоторой точке находится
наблюдатель. Земля вращается, что дает нам возможность вы-
делить некоторую прямую — ось вращения Земли (обычно
строим ось мира РР' и экватор). Соответственно на небесной
сфере строим ось мира (РР' — линия, параллельная оси вра-
щения Земли и проходящая через центр небесной сферы) и
небесный экватор (слово «небесный» обычно опускают). Пере-
Земля	Небесная сфера
ориентированная по Земле обычная ориентация
Рис. 12. Построение небесной сферы.
25
сечение оси мира и небесной сферы определяют полюсы — се-
верный Р и южный Р'.
Большой круг, плоскость которого перпендикулярна оси
мира, называется небесным экватором (слово «небесный» мож-
но опустить). Он пересекается с горизонтом в точках востока
и запада.
Вертикальная линия (OZ) является продолжением радиуса
Земли, она пересекает небесную сферу в двух точках. Та, что
находится над головой, называется «зенит», противоположная
ей — «надир». Перпендикулярная ей плоскость — это плос-
кость горизонта, которая образует при пересечении с небесной
сферой математический горизонт (слово «математический»
можно опустить).
При изображении небесной сферы принято ориентировать
ее так, чтобы вертикальная линия была в центре, а ось мира
наклонена к ней.
Две прямые (в нашем случае ось мира и вертикальная ли-
ния) определяют плоскость небесного меридиана, а ее пересе-
чение с небесной сферой — большой круг" — небесный мери-
диан (замечание о слове «небесный» остается в силе). Мери-
диан пересекается с горизонтом в двух точках — точке севе-
ра N и точке юга S. Небесный меридиан является проекцией
земного меридиана на небесную сферу.
Все эти элементы небесной сферы связаны с наблюдателем.
Ось мира и экватор общие для всех наблюдателей на Земле;
вертикальная линия, зенит, надир, плоскости меридиана и го-
ризонта свои для каждого наблюдателя. Их положение отно-
сительно других элементов небесной сферы определяется по-
ложением наблюдателя на поверхности Земли.
2.	Координаты на небесной сфере. Рассмотрим, как стро-
ятся системы координат на сфере (рис. 13). Способ построе-
ния похож на способ построения системы координат на плос-
кости, но некоторые отличия все-таки есть.
Выберем то, что будет положено в основу системы коорди-
Рис. 13. Система коор-
динат на сфере.
нат. На плоскости это две прямые, а
на сфере это соответственно два боль-
ших круга. Первый большой круг
может быть задан многими способа-
*Болыпой круг — окружность, получаемая
пересечением сферы плоскостью, проходящей че-
рез ее центр. Если плоскость не проходит через
центр, то круг называется малым. Расстояние,
измеренное по поверхности сферы, между двумя
точками большого круга является минимальным.
Это говорит о прямой аналогии между прямыми
на плоскости и большими кругами на сфере.
26
ми: можно задать полюс — точку Р (см. рис. 13). Тогда мож-
но провести через эту точку диаметр и в качестве первого боль-
шого круга взять круг, плоскость которого перпендикулярна
диаметру и проходит через центр сферы. Можно сразу взять
диаметр, отметить точки Р и Р' и назвать их полюсами. На-
конец, можно взять плоскость, в центре сферы провести к ней
перпендикуляр и отметить точки полюсов (точки пересечения
перпендикуляром). Таким образом будет получен первый боль-
шой круг. Второй круг проводится так, как это выгодно на-
блюдателю. Задается некоторая ось, и второй большой круг
образуется плоскостью, содержащей обе оси. Плоскости обоих
больших кругов будут перпендикулярны друг другу, следова-
тельно, и сами круги будут перпендикулярны друг другу. Мож-
но определить некоторую точку на основном круге и вести от-
счет координат по самому большому кругу. Координатами бу-
дут kr и k2 (углы или дуги соответственно).
Рассмотрим теперь конкретные системы координат, кото-
рые употребляются в астрономии.
1.	Горизонтальная система координат. За основу при-
нята вертикальная линия ZZ (рис. 14). Основной большой
круг — математический горизонт (слово «математический»
можно опустить).
Для измерения координат проводится большой круг (круг
высот) от зенита Z через светило (X) до надира Z’. Координа-
той служит высота (Л), измеряемая от горизонта дугой круга
склонений до светила (или соответствующим центральным уг-
лом). Часто употребляется зенитное расстояние 2, равное ду-
ге того же круга от зенита до светила. Очевидно, что z 4- h = 90°.
Другой координатой служит азимут — дуга горизонта (или
соответствующий угол), отсчитываемая от точки юга по на-
правлению к западу.
Горизонтальная система координат жестко связана с на-
блюдателем. Для каждого наблюдателя существует своя гори-
зонтальная система координат.
Рис. 14. Горизонтальная систе-	Рис. 15. Экваториальная систе-
ма координат.	ма координат.
27
2.	Экваториальная система координат (рис. 15). Основ-
ная линия — ось мира РР'. Отсчет координат ведется по боль-
шому кругу — кругу склонений РМР', проведенному от по-
люса через светило. По кругу склонений от экватора в обе сто-
роны отсчитывается координата 5 — склонение. Другая коор-
дината — прямое восхождение а — отсчитывается от точки
весеннего равноденствия (см. § 5, п. 3) в направлении, про-
тивоположном направлению вращения небесной сферы. В этой
точке Солнце в своем годичном движении пересекает экватор
21 марта — в день весеннего равноденствия.
В отличие от других координат а измеряется в особой ча-
совой мере углов. Окружность делится на 24 ч (24ч), час —
на 60 мин (60Л), минута — на 60 с (60е). Соотношения меж-
ду градусной и часовой мерами даны в таблице 2.
Таблица 2
Г	15°	1°	4м
г	15'	1'	4е
1е	15"		
Экваториальная система координат жестко связана с небес-
ной сферой, поэтому она применяется для создания звездных
каталогов и карт.
3.	Эклиптическая система координат. Эта система явля-
ется аналогом экваториальной системы координат, но в каче-
стве основной плоскости принимается плоскость эклиптики —
плоскость, параллельная плоскости орбиты Земли. Координа-
ты — широта и долгота. Система применяется при расчетах
движения планет и затмений.
4.	Галактическая система координат. Основная плос-
кость — плоскость симметрии Галактики. Координаты — га-
лактические широта и долгота, которые отсчитываются от на-
правления на центр Галактики.
3.	Высота полюса над горизонтом. Поскольку координаты
в горизонтальной системе координат показывают нам, в ка-
кой части видимой полусферы неба мы найдем интересующее
нас светило, а экваториальная система позволит определить
его положение на небесной сфере, нам нужно уметь перехо-
дить от одной системы к другой. Очевидно, что для такого пе-
рехода требуется прежде всего сориентировать одну систему
координат относительно другой. Для этого нам нужно сориен-
тировать сначала полярную ось относительно вертикали, за-
тем найти поворот вращающейся небесной сферы относитель-
но меридиана. Сначала сориентируем ось мира.
28
Рис. 16. Определение высоты полю-
са над горизонтом.
Рис. 17. Фотография околополюс-
ной части неба с экспозицией око-
ло 4 ч.
Обратимся к рисунку 16. На нем изображено сечение Зем-
ли плоскостью географического меридиана, проведенного в ме-
сте наблюдения. Эта плоскость всегда совпадает с плоскостью
небесного меридиана того же места. Наблюдатель находится в
точке О.
Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным
к точке О, есть широта места наблюдения (ф). Угол hp назы-
вается высотой полюса над горизонтом. Очевидно, что эти уг-
лы равны (как углы со взаимно перпендикулярными сторона-
ми). Если определить высоту Полярной звезды над горизон-
том, то, поскольку эта звезда (она же а Малой Медведицы)
находится вблизи Полюса мира, можно оценить широту мес-
та наблюдения. Более точный метод определения широты бу-
дет рассмотрен позже.
Зная широту места наблюдения, мы можем правильно ори-
ентировать небесную сферу относительно наблюдателя, что поз-
воляет решать задачи о видимости или невидимости звезд, вре-
мени их восхода и захода, продолжительности дня и ночи
и т. д.
4.	Вращение небесной сферы. Небесная сфера вращается.
В этом нетрудно убедиться, просто наблюдая изменение поло-
жения небесных светил относительно наблюдателя или гори-
зонта. Если направить фотоаппарат на звезду Малой Медведи-
29
Незаходящее
светило
Рис. 18. Суточные
Суточные
параллели
Горизонт
Невосходящее
светило
X Экватор
цы и открыть объектив на несколько часов, то изображения
звезд на фотопластинке опишут дуги, центральные углы ко-
торых одинаковы (рис. 17).
Из-за вращения небесной сферы каждое светило движется
по малому кругу, плоскость которого параллельна плоскости
экватора — суточной параллели. Как видно из рисунка 18,
суточная параллель может пересекать математический гори-
зонт, но может и не пересекать его. Пересечение горизонта
светилом называется восходом светила, если оно переходит в
верхнюю часть небесной сферы, и заходом при переходе све-
тила в нижнюю часть небесной сферы. В том случае, если су-
точная параллель, по которой движется светило, не пересека-
ет горизонта, светило называется невосходящим либо незахо-
дящим в зависимости от того, где оно находится: всегда в
верхней или всегда в нижней части небесной сферы.
За время одного оборота не-
бесной сферы светило дважды
пересекает небесный мериди-
ан. Момент пересечения све-
тилом меридиана называется
кульминацией: верхней, если
светило пересекает меридиан
в той его половине, которая
содержит зенит, или нижней,
если — в той, которая содер-
жит надир.
5.	Ориентация экватори-
альной системы координат.
Небесная сфера вращается, но
горизонтальная система коор-
динат, жестко связанная с на-
блюдателем, остается непо-
движной. Именно поэтому в
разное время мы видим одно
и то же светило в разных ча-
стях небосвода. Но нам нуж-
но определить, когда и где то
или иное светило находится
над горизонтом. Если мы не
сможем это узнать, то и ката-
логи, и сама экваториальная
система координат лишаются
смысла. Задача эта называет-
ся «переход от экваториаль-
ной системы координат к го-
ризонтальной» (рис. 19).
Первая часть задачи реша-
ется сравнительно легко. На
параллели.
Рис. 19. Переход от экваториальной
системы координат к горизонтальной.
30
наших схемах мы должны наклонить полярную ось под уг-
лом ф к горизонту. Так же мы наклоним и одну из осей (ее
называют полярной, она должна быть параллельна оси мира)
монтировки телескопа. Теперь будем вращать телескоп вокруг
горизонтальной оси так, чтобы угол между оптической осью
телескопа и его полярной осью был равен 8. Чтобы найти нуж-
ную звезду, вращаем телескоп вокруг полярной оси. Найдя
ее, мы можем следить за звездой, следуя вращению небесной
сферы.
Но такой метод не слишком удобен. Ведь нужная звезда
может быть под горизонтом или зайти слишком быстро после
начала наблюдений, т. е. нужно вычислить еще и угол меж-
ду меридианом и кругом склонений звезды. По определению
он равен двугранному углу между соответствующими плоско-
стями. Этот угол t на рисунке 19 называется часовым углом,
поскольку определяется временем, которое проходит между
верхней кульминацией светила и моментом наблюдения (как
он определяется и для чего, см. в § 6).
6.	Определение высоты светила в моменты кульминаций.
Для многих задач представляет интерес определение высоты
светила в верхней и нижней кульминациях. На рисунке 20
показана плоскость меридиана. РР' — ось мира и ZZ' — вер-
тикальная линия, QQ' и NS — проекции экваториальной и го-
ризонтальной плоскостей на плоскость меридиана. Очевидно,
что в кульминациях круг склонений совпадает с меридианом.
Точки X и Г отмечают положения звезды в верхней и ниж-
ней кульминациях. Из рисунка 20 легко видеть, что
Лв=90°-ф+8,
Ан = -90°+ф+8.
Решая эту систему уравнений,
получим
£_	_ОЛ°
5—^-, ф—90------
Если оказывается, что в нижней
кульминации высота звезды боль-
ше нуля, то звезда никогда не
заходит и является незаходящей.
Если же в верхней кульминации
высота светила меньше нуля, то оно
не наблюдается на этой широте. Та-
кая звезда невосходящая. Из вы-
шеприведенных формул можно
получить интересное и простое след-
ствие: если
Z Е
21 Z'
Рис. 20. Определение широты
места наблюдения и склонения
звезды.
|ф|+|8|>90°,
31
то звезда незаходящая, если ф и 8 имеют одинаковые знаки,
и невосходящая, если ф и 8 имеют разные знаки.
7.	Звездные карты и каталоги. Астрономы широко исполь-
зуют звездные карты, построенные по тем же принципам, по
которым строятся географические карты. На картах неба (зве-
здных картах) наносится сетка экваториальных координат, от-
мечается положение звезд, обычно кружками, диаметр кото-
рых пропорционален видимой яркости, отмечается положение
других астрономических объектов. Но значительно чаще ис-
пользуются каталоги. Это списки, в которых перечислены те
или иные объекты и даны их характеристики. Так, астроме-
трические каталоги содержат только координаты звезд, опре-
деленные с максимально возможной точностью. Периодичес-
ки эти каталоги пересматриваются, так как уточняются коор-
динаты. Часто в каталогах приводятся данные о собственных
движениях звезд и параллаксах. В них же содержится инфор-
мация об яркости звезд, иногда эта информация содержится
на прилагаемых к каталогу картах.
Астрофизические каталоги наряду с координатами (точность
которых значительно меньше, так как они служат лишь для
отождествления объекта) содержат сведения, определяемые за-
дачей каталога: о цвете, температуре, каких-нибудь специфи-
ческих характеристиках, например о переменности или двой-
ственности, и т. д. В других каталогах собраны сведения о га-
лактиках, туманностях и т. п. Часто для указания, о каком
именно объекте идет речь, астроном ограничивается указани-
ем каталога и номера в нем.
§ 4.	ИЗМЕНЕНИЕ КООРДИНАТ
СО ВРЕМЕНЕМ
1.	Прецессия земной оси. Переопределяя координаты звезд
и сравнивая их с найденными ранее, Гиппарх во II в. до н. э.
обнаружил, что координаты всех звезд изменились. Изучив
эти изменения, он нашел, что плоскость небесного экватора
медленно поворачивается навстречу годичному движению Солн-
ца (т. е. с востока к западу) на 50,3" в год. Это движение бы-
ло названо предварением равноденствий или прецессией, так
как поворот плоскости экватора приводит к смещению точки
весеннего равноденствия навстречу кажущемуся годичному
движению Солнца и весеннее равноденствие происходит рань-
ше, чем это было бы при неподвижном экваторе.
Поворот плоскости экватора эквивалентен перемещению оси
вращения Земли, а следовательно, и Полюса мира, который
движется среди звезд, описывая полный круг за 26 000 лет.
На рисунке 21 видно, что 3—4 тыс. лет назад ближайшей к
полюсу (Полярной) была звезда а Дракона, в наше время По-
32
Рис. 21. Прецессия земной оси. Траектория Северного полюса мира на
карте окол©полярной области небесной сферы.
лярной служит а Малой Медведицы, через 12 000 лет полюс
переместится к самой яркой звезде северного неба — Веге
(а Лиры). Точка весеннего равноденствия 4—5 тыс. лет назад
была в созвездии Овна, сейчас она уже в созвездии Водолея.
Причины, вызывающие прецессию, рассмотрены в § 9.
Изменение положения точки весеннего равноденствия эк-
вивалентно изменению начальной точки отсчета координат.
Эти изменения легко прогнозируются, так как движение пло-
скости экватора известно.
2.	Собственное движение звезд. В древности считали, что
звезды прикреплены к небесной сфере и, следовательно, не мо-
гут передвигаться, и называли их неподвижными. Теперь мы
знаем, что звезды — это свободные тела, естественно, свобод-
но перемещающиеся в пространстве. Однако они очень дале-
ки, и, несмотря на то что они движутся с достаточно больши-
ми скоростями, движение их проекций на небесную сферу об-
наружить очень трудно. Движение звезды приводит к тому,
что ее координаты изменяются. Смещаясь, звезда описывает
на небесной сфере дугу, т. е. ее положение смещается на угол,
соответствующий этой дуге.
Собственным движением звезды называется угол ц, на ко-
торый сместилась звезда по небесной сфере в течение года
вследствие своего движения в пространстве.
2 Порфирьев «Астрономия, 11 кл.»
33
Рис. 22. Изменение вида ковша Большой Медведицы за 10 000 лет.
Собственные движения звезд невелики. О них можно су-
дить по рисунку 22. Отметим, что собственные движения звезд
Большой Медведицы далеко не самые малые. Самая быстрая
звезда — Летящая Барнарда в Змееносце — смещается на ви-
димый диаметр Луны за 180 лет. Ее собственное движение
равно 10,5" в год.
Для большинства звезд собственные движения меньше 0,02"
в год. Тем не менее изучение даже столь малых смещений
дает много информации о строении нашей звездной системы.
Звезды перемещаются в пространстве со скоростью и, ко-
торую можно представить в виде суммы двух скоростей
(рис. 23), одна из которых направлена по лучу зрения (ее на-
зывают лучевой скоростью vr), другая — перпендикулярно ей
(эту скорость называют тангенциальной vt). Тангенциальная
скорость выражается через параллакс и собственное движение
следующим образом:
i?f=4,74 -р/л",
где л" — параллакс звезды, a v — скорость (км/с). Лучевая
скорость определяется из спектральных исследований по эф-
фекту Доплера.
Рис. 23. Полная
скорость звезды.
Эффект Доплера
Эффект Доплера заключается в следующем. Пусть
длина волны света, принимаемого от неподвижного
источника, равна Хо. Тогда от движущегося относитель-
но наблюдателя тождественного источника придет свет
с длиной волны	где v — скорость по лучу
зрения; с — скорость света. Лучевая скорость положи-
тельна, если источник удаляется от нас; в этом случае
все спектральные линии смещаются в сторону больших
длин волн, т. е. к красному концу спектра.
Сфотографировав спектр звезды (или любого друго-
го объекта), измерив длины волн и сравнив их с дли-
нами волн в стандартном спектре неподвижного источ-
ника, мы определим его лучевую скорость.
34
Если нам каким-то образом удается определить угол меж-
ду направлениями на звезду и полной скорости v (а это ино-
гда удается, причем сразу для группы звезд), то приведенная
формула дает возможность определить расстояния до этих
звезд.
§ 5.	ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА СРЕДИ ЗВЕЗД.
ЭКЛИПТИКА
1.	Суточное движение звезд, Солнца и Луны. Изменение
положения небесного светила относительно горизонта в тече-
ние суток называется суточным движением светила. Вызва-
но это вращением небесной сферы, т. е. вращением Земли. По-
скольку расположение звезд практически не меняется, то су-
точное движение звезд также не
меняется. Звезды восходят и за-
ходят всегда в одном и том же
месте горизонта. В течение су-
ток звезда движется всегда по
одной и той же суточной парал-
лели, восходя, кульминируя и
заходя в одной и той же точке
горизонта. То, что эти явления
в разные дни года происходят в
разное время суток, к суточно-
му движению звезды не имеет
отношения.
Иначе происходит движение
Солнца и Луны. Даже не очень
внимательный наблюдатель сразу
заметит, что Луна каждый день
восходит и заходит в разных точ-
ках горизонта. Для Солнца это
заметить немного труднее: нуж-
но замечать, где оно восходит или
заходит, в течение нескольких
дней или даже месяцев.
Поэтому Солнце и Луна дви-
жутся суточным движением
каждый день по разным суточ-
ным параллелям, что обусловле-
но перемещением этих светил
среди звезд.
В результате движения Солн-
ца и Луны среди звезд еже-
дневно меняется их склонение.
Естественно, что в этом случае
меняется и их высота в кульми-
Рис. 24. Суточные параллели
Солнца в разные дни года на
разных широтах: на полюсе (а),
на экваторе (б), в средних широ-
тах (в).
2*
35
нации, меняются суточные параллели, по которым они дви-
жутся.
На рисунке 24 показаны суточные параллели Солнца в
разные дни года: 12 марта и 23 сентября, 22 июня и 22 де-
кабря. Рисунок сделан для экватора (рис. 24, а), для средних
широт северного полушария (рис. 24, б) и северного полюса
(рис. 24, в). На экваторе плоскость горизонта делит все суточ-
ные параллели пополам, поэтому на экваторе всегда день и
ночь имеют равную продолжительность. На средних широтах
22 июня большая часть суточной параллели находится выше
горизонта, т. е. день длиннее ночи; 22 декабря обратная кар-
тина: ночь длиннее дня. На полюсе все суточные параллели
параллельны плоскости горизонта. Там день и ночь равны,
продолжаясь по полгода. (Строго говоря, день несколько длин-
нее, поскольку из-за преломления света в атмосфере диск Солн-
ца кажется приподнятым над горизонтом.)
2.	Сумерки. Когда Солнце опускается за горизонт, оно не-
которое время продолжает освещать верхние слои атмосферы.
Этот период называется сумерками — вечерними после захо-
да Солнца и утренними перед восходом. Считается, что граж-
данские сумерки (освещенность на поверхности Земли доста-
точна, чтобы читать газету) продолжаются до тех пор, пока
высота Солнца Ло>—7°; затем наступают астрономические су-
мерки, которые продолжаются до тех пор, пока Ло>—17°.
Если в нижней кульминации Солнце не опускается за го-
ризонт больше чем на 7°, то утренние и вечерние гражданские
сумерки перекрываются и, собственно, ночь отсутствует. Это
наблюдается на широтах, больших 59°30'.
В Санкт-Петербурге этот период назван Ф. М. Достоевским
белыми ночами; они продолжаются в течение 40 дней, со
2 июня по 12 июля, когда уличные фонари не зажигаются.
Теперь выражение «белые ночи» стало термином. Они быва-
ют везде, где сливаются вечерние и утренние сумерки.
Период, пока Солнце опускается до —17°, называется ас-
трономическими сумерками. После этого наступает ночь. Ас-
трономические сумерки могут длиться всю ночь на широтах,
больших 49°30'. В этот период на таких широтах искусствен-
ные спутники Земли не заходят в тень и могут наблюдаться
всю ночь.
3.	Движение Солнца среди звезд. Определяя высоту Солн-
ца в полдень, т. е. в момент верхней кульминации, уже древ-
неегипетские астрономы установили, что Солнце движется по
эклиптике — большому кругу, наклоненному к экватору под
углом 23°27' навстречу вращению небесной сферы. На рисун-
ке 25 показаны эклиптика и ее полюс П. Это движение на-
зывается годичным движением Солнца. За сутки Солнце про-
ходит по эклиптике 0,986°. Это связано с тем, что в Древних
Вавилоне и Египте год считался равным 360 дням. Поэтому
36
круг эклиптики был разделен на
360 «шагов» — градусов. Потом
установили, что год продолжа-
ется 365 дней, но деление ок-
ружности на 360° сохранилось
до наших дней.
Эклиптика пересекается с эк-
ватором в двух точках (см.
рис. 25). Одна из них, а именно
та, в которой Солнце переходит
из южного полушария в северное,
называется точкой весеннего
равноденствия (fY0, другая на-
зывается точкой осеннего равно-
денствия (^). Значок для точки
весеннего равноденствия соответ-
ствует знаку зодиака Овен, а для
Небесный
Рис. 25. Экватор и эклиптика.
точки осеннего равноденствия — знаку Весы. Когда-то
(3—4 тыс. лет тому назад) знаки зодиака совпадали с созвез-
дием, которое они обозначали. Но экватор (ось мира или ось
вращения Земли) поворачивается, и точки весеннего и осен-
него равноденствия смещаются среди звезд навстречу движе-
нию Солнца. Это смещение называется прецессией (мы вер-
немся к нему в главе IV). Сейчас точка весеннего равноденст-
вия находится в созвездии Водолея и связь между созвездия-
ми и знаками зодиака полностью нарушена.
§ 6.	ИЗМЕРЕНИЕ ВРЕМЕНИ
1.	Сутки. Для измерения времени нужен периодический
процесс, который отличался бы стабильностью и повторялся
бы сколь угодно долго. Желательно, чтобы мы могли отме-
чать малые доли этого процесса. Такой процесс есть: это вра-
щение Земли относительно звезд.
Небесную сферу мы используем как часы. Но в этих часах
циферблатом служит звездное небо, а стрелкой — небесный
меридиан. Часы не совсем обычные: в них неподвижна стрел-
ка, а циферблат вертится.
За единицу времени принимаем звездные сутки.
Звездные сутки — промежуток времени между двумя по-
следовательными верхними кульминациями любой звезды. При-
нято считать за начало звездных суток момент кульмина-
ции точки весеннего равноденствия.
Сутки по традиции делятся на 24 ч, час — на 60 мин, ми-
нута — на 60 с. Поскольку мы измеряем прямое восхождение
в часах, минутах и секундах (см. § 3, п. 3), то момент време-
ни по звездным часам определяется по прямому восхождению
37
Рис. 26. Солнечные
и звездные сутки.
звезды, которая в данный момент куль-
минирует. Отсюда следует, что звездное
время измеряется часовым углом точки
весеннего равноденствия (см. рис. 19)
аналогично тому, как мы определяем
время по углам поворота часовой и
минутной стрелок. Действительно, по
определению часовой угол точки весен-
него равноденствия равен нулю в мо-
мент, когда звездное время равно нулю.
Часовой угол меняется равномерно,
поскольку небесная сфера тоже враща-
ется равномерно, т. е., измерив часовой
угол в часовой мере, мы сразу получим
время, за которое небесная сфера по-
вернулась на этот угол.
Из рисунка 19 и определения прямого восхождения следу-
ет такое соотношение:
S=a+£,
где S — звездное время, и действует следующее правило: зве-
здное время равно прямому восхождению кульминирующей в
этот момент звезды.
Несколько слов о терминологии. В астрономии принято го-
ворить: звездное время, солнечное время, поясное время. Во
всех случаях прилагательное определяет, каким методом из-
меряется время и какой единицей мы пользуемся.
Звездное время исключительно удобно для астрономов. Зная
его, мы сразу можем сообразить, какие звезды наблюдаются
в этот момент времени. Просто его и определять. Конечно, точ-
но (до десятых или сотых долей секунды) его можно устано-
вить только с помощью специальных инструментов. Но с точ-
ностью до нескольких минут астроном определяет его одним
взглядом.
В повседневной жизни пользоваться звездными часами очень
неудобно. Ведь наша повседневная жизнь зависит от Солнца.
Нам важно, чтобы в одно и то же время по часам было свет-
ло, чтобы сутки начинались ночью, когда мы спим. Поэтому
мы измеряем время по солнечным часам и называем его сол-
нечным временем.
Истинными солнечными сутками называется промежу-
ток времени между двумя последовательными одноименными
кульминациями Солнца на одном и том же географическом
меридиане.
Солнечные сутки также делят на 24 ч, час — на 60 мин,
минуту — на 60 с. По разным причинам за единицу времени
принимают не сутки, а секунду. Определяют ее не по враще-
нию Земли, а по колебаниям световой волны определенной
длины. Длина секунды выбрана таким образом, чтобы ее про-
38
должительность была максимально близка к длительности
1/86400 средних солнечных суток. Истинное солнечное время
аналогично звездному определяется по часовому углу центра
истинного Солнца.
Истинные солнечные сутки — период вращения Земли от-
носительно Солнца. Солнце перемещается среди звезд в на-
правлении вращения Земли (к востоку) в среднем на 0,98° в
сутки.
Если в некоторый момент времени точка весеннего равно-
денствия и Солнце кульминируют одновременно (рис. 26, I),
то через звездные сутки в кульминации будет точка весенне-
го равноденствия, а Солнце сместится к востоку и только че-
рез 3 мин 56 с пройдет через меридиан, и сутки закончатся
(рис. 26, II), т. е. солнечные сутки длиннее звездных. Ско-
рость перемещения Солнца среди звезд меняется. Летом оно
движется медленнее, зимой — быстрее, сутки летом немного
короче, чем зимой, поэтому пользоваться такой единицей вре-
мени неудобно.
Таким образом, в основу измерения времени положены сред-
ние солнечные сутки, т. е. промежуток времени, длительность
которого совпадает со средней за год продолжительностью ис-
тинных солнечных суток. Наши часы отрегулированы по сред-
нему времени, и проверяются они сравнением вычисленных
заранее и наблюдаемых кульминаций звезд и Солнца. Истин-
ные солнечные сутки неодинаковы по продолжительности, по-
скольку движение Солнца по небесной сфере неравномерно: в
июле они длиннее, в январе короче. Поэтому показания ча-
сов, идущих по среднему времени, отличаются от показаний
часов, идущих по истинному солнечному времени. Различие
показаний называется уравнением времени. Уравнение време-
ни обращается в нуль 15 апреля, 14 июня, 1 сентября и
24 декабря. Крайние значения уравнение времени принимает
около 11 февраля (+14 мин) и 2 ноября (—16 мин).
В 30-е гг. XX в. было установлено, что Земля вращается
неравномерно, вследствие чего сутки удлиняются на 0,0017 с
(по другим данным, на 0,0022 с) в столетие. Поэтому астро-
номы перешли к так называемому эфемеридному времени. Это
равномерно текущее время, которое мы подразумеваем в фор-
мулах и законах динамики. Именно в нем пред вычисляются
положения планет и Луны. Единицей эфемеридного времени
служит эфемеридная секунда. Длительность эфемеридной се-
кунды максимально близка к длительности среднесолнечной
секунды.
Мы определяем координаты малых планет и Луны в мо-
менты времени, фиксируемые по часам, которые мы контро-
лируем, наблюдая кульминации звезд, считая, что Земля вра-
щается равномерно. Далее мы находим в эфемеридах (эфеме-
риды — таблицы, содержащие предвычисленные координаты
39
планеты) момент времени, когда координаты планеты долж-
ны были иметь наблюдаемые значения. По расхождению пред-
вычисленного и наблюдаемого моментов времени мы можем
судить о неравномерности вращения Земли.
Отличия среднего солнечного времени от эфемеридного на-
столько малы, что в повседневной жизни они никак не ска-
зываются, но в научных исследованиях, особенно в космонав-
тике, они весьма важны.
С 1967 г. в физике в качестве эталона времени использу-
ются атомные часы. Единицей измерения времени в них
служит атомная секунда, выбранная так, чтобы ее продолжи-
тельность совпадала с эфемеридной секундой.
Нужно четко представлять себе, что все системы измере-
ния времени относятся к реально и объективно существующе-
му времени и отличаются исключительно выбором периодиче-
ского процесса, используемого для измерения, и принятыми
единицами.
Принято считать, что сутки начинаются в полночь, кото-
рая совпадает с нижней кульминацией Солнца. Часы показы-
вают, какая часть суток прошла с момента полуночи. Ясно,
что на разных меридианах момент полуночи наступает не в
один и тот же момент времени, следовательно, на каждом ме-
ридиане часы показывают свое время. Так и было до конца
XIX в. Но развитие железных дорог, телеграфа, затем радио
привело к тому, что такой порядок исчисления времени стал
неудобным. С 1884 г. вся Земля была разбита на 24 часовых
пояса. Внутри пояса все часы стали показывать одно и то же
время, а в соседних поясах показания их отличались на 1 ч.
Границы поясов пытались провести точно по меридиану, но
это неудобно, и каждое государство провело их по своему ус-
мотрению. Это время называется поясным. В Советском Сою-
зе с 1930 г. часы переведены на 1 ч вперед. Это время назы-
вается декретным. Наконец, с 1986 г. летом стрелки часов пе-
реводятся еще на 1 ч вперед, осенью они возвращаются на-
зад. Это время называется летним.
Нужно иметь в виду, что названия: среднее солнечное, по-
ясное, декретное, эфемеридное время — относятся только к
показаниям наших часов.
2.	Определение долготы места наблюдения и времени вос-
хода и захода светил. Идея способа определения долготы ме-
ста наблюдения чрезвычайно проста: одновременно установить
время в точке, в которой определяется долгота, и показание
часов, идущих по местному времени точки, долгота которой
известна. До 20-х гг. XX в. эта задача была невероятно труд-
ной, причем именно ее вторая часть: определение времени в
точке с известной долготой. Для ее решения, например, в
экспедиции капитана Кука в 1772 г. взяли 23 недавно изо-
бретенных хронометра. Для расчетов брали среднее из их
40
показаний. И все равно ошибка опреде-
ления долготы достигала нескольких гра-
дусов. Только в XX в., после изобретения
радио, задача стала решаться легко и про-
сто: достаточно было принять сигналы точ-
ного времени, передаваемые каждый час
известными радиостанциями. Местное же
время можно определить по положению
Солнца. Затем нужно внести ряд попра-
вок, чтобы перевести среднее время в ис-
Рис. 27. Сферический
треугольник.
тинное солнечное, и задача решена. В наше же время навига-
ционные спутниковые системы позволят решить этот вопрос с
огромной точностью в автоматическом режиме.
Приведем основные формулы сферической тригонометрии:
cos a=cos b cos c+sin b sin c cos A,
sin a cos B=sin c cos b—sin b cos c cos A,
sin A _ sin В _ sin C
sin a sin b sin c *
Смысл обозначений виден из рисунка 27. Большие буквы обозначают уг-
лы, маленькие — стороны треугольника. И те и другие измеряются в граду-
сах.
Решим одну астрометрическую задачу. Это задача об опре-
делении времени восхода и захода Солнца (конечно, эта зада-
ча применима для любого светила). На рисунке 19 показана
небесная сфера, на которой одновременно нанесены горизон-
тальная и экваториальная системы координат. Видно, что ду-
ги Р£=ф, РЕ=90°—5, ZZ=90°—h составляют сферический тре-
угольник. Воспользовавшись соответствующей формулой сфе-
рической тригонометрии, получим
sin A=sin 5 sin ф—cos 8 cos ф cos t.
Поскольку при восходе и заходе светила h равно нулю, по-
лучаем
cos t=— tg 8 tg ф.
Для окончательного решения нужно выразить t в часовой ме-
ре и прибавить 12 ч, для получения времени восхода следует
вычесть t из 12 ч, так как в полдень (12 ч по солнечному вре-
мени) t—О по определению.
Задача
Определите продолжительность дня в Москве 22 июня.
Решение
Широта Москвы ф=55°45', 8о=23°30', отсюда £=±129°43'
переводим в часовую меру, получаем ±8Ч 9м (знак «+» соот-
ветствует (заходу, знак «—» — восходу Солнца). Длина дня
17-18-. Точное значение 17ч33ж.
3.	Календарный счет времени. Обращение Земли вокруг
Солнца задает нам период времени, больший суток.
41
Промежуток времени между двумя последовательными про-
хождениями Солнца через точку весеннего равноденствия на-
зывается тропическим годом. Его продолжительность состав-
ляет 365,2422 солнечных суток.
Вся хозяйственная жизнь человечества всегда подчинялась
двум циклам: суточной смене дня и ночи и годичной смене
сельскохозяйственных сезонов. При этом необходимо было
иметь единицу времени, которая была бы максимально близ-
ка к длительности тропического года, но содержала целое чис-
ло суток. Такая единица называется календарным годом, а ос-
нованная на ней система счета дней — календарем. Создание
этой системы затрудняется тем, что тропический год не содер-
жит целого числа дней.
Попытки создать календарь, которым можно было бы поль-
зоваться достаточно длительное время, предпринимались еще
в Древнем Египте. Однако первый такой календарь был раз-
работан только в 45 г. до н. э. римским астрономом Созиге-
ном и введен в действие Юлием Цезарем. В этом календаре
(его называют юлианским календарем или старым стилем) про-
должительность года составляла 365 сут., т. е. он короче тро-
пического. Чтобы приблизить среднюю продолжительность ка-
лендарного года к длительности тропического, каждые четы-
ре года к февралю добавлялся день. В Древнем Риме он на-
зывался «биссектум» — «второй шестой», откуда и пошло на-
ше выражение «високосный год». В результате средняя про-
должительность календарного года стала 365,25 сут., т. е. на
0,0078 сут. больше тропического.
За 400 лет появилось расхождение в 3 сут., что приводи-
ло к постепенному смещению дня весеннего равноденствия на
более ранние даты. Это вызывало затруднения в определении
даты важнейшего христианского праздника Пасхи. Поэтому в
1682 г. римский папа Григорий XIII приказал пропустить в
счете 10 дней и впредь не считать високосными те годы, но-
мер которых заканчивается на два нуля, а число столетий
не делится на 4. Этот календарь называется григорианским
или новым стилем, и мы им пользуемся до настоящего вре-
мени. Расхождение со старым стилем до 2100 г. составляет
13 дней.
Счет годов, или летоисчисление, начинается с года, в ко-
тором произошло некоторое известное нам событие. Это собы-
тие начинает эру. Причем совершенно неважно, было ли это
событие реальным или легендарным. Так, мусульмане счита-
ют года от вполне реального события — «хиджры», переселе-
ния Мухаммеда из Мекки в Медину, а христиане — от вре-
мени рождения Христа. Даже если признать, что Иисус Хри-
стос был реальной личностью, то все равно год его рождения
неизвестен. Но это не имеет никакого значения, поскольку на-
чало нашей эры фиксируется любым годом, в котором произо-
42
шло известное всем событие. Например, достаточно сказать,
что Великая Отечественная война началась в 1941 г., и эра
будет установлена.
§ 7.	ДВИЖЕНИЕ ЛУНЫ. ЗАТМЕНИЯ
1.	Видимое движение Луны. Заметить перемещение Луны
среди звезд внимательный наблюдатель может уже через 5—
7 мин. При тщательном изучении ее движения уже давно бы-
ло установлено, что Луна движется по большому кругу, на-
клоненному к эклиптике приблизительно на 5°. Обычно его
называют орбитой Луны, хотя это и не вполне точно. Точки
пересечения лунной орбиты и эклиптики называются узлами.
Их два: восходящий, в котором Луна переходит в северную
полусферу эклиптики, и противоположный ему, нисходящий.
Нужно отметить, что в действительности движение Луны
гораздо более сложно. Плоскость орбиты покачивается, и угол
ее наклона к эклиптике меняется. Кроме того, плоскость ор-
биты вращается, совершая полный оборот примерно за 18 лет.
При этом точки пересечения лунной орбиты с эклиптикой
(восходящий и нисходящий узлы) движутся навстречу Луне
и Солнцу.
Перемещаясь среди звезд, Луна меняет свою видимую фор-
му. Явление это называется сменой фаз и вызвано тем, что в
зависимости от угла между направлениями на Луну и Солн-
Рис. 28. Смена фаз Луны и ее движение вокруг Земли.
43
Рис. 29. Причина смены
лунных фаз.
це (равного разности их прямых
восхождений) меняется видимая
часть освещенного Солнцем полу-
шария Луны. Смена фаз Луны по-
казана на рисунке 28 и приведена
в таблице 3. Причина изменения
лунных фаз в двух факторах: 1) ви-
димая часть Луны освещена Солн-
цем; 2) Луна имеет форму шара
(рис. 29).
Период обращения Луны вокруг
Земли относительно звезд — си-
дерический (от греч. sideros —
звезда) месяц — равен 27 дням
7 ч 43 мин 11,3 с.
Но пока Луна сделает полный
оборот, Солнце пройдет по эклип-
тике 27°, и, чтобы оказаться в той
же фазе, Луне потребуется еще
больше двух суток.
Таблица 3
Название фазы	Вид Луны (цифры на рисунке 28)	Угол фазы	Время видимости
Новолуние	Не видна (1)	0	Не видна
1-я четверть	Полукруг (2) выпуклостью к за- паду	90°	Вечером
Полнолуние	Полный круг (3)	180°	Всю ночь
3-я четверть	Полукруг (4) выпуклостью к вос- току	270°	Утром
Период полной смены фаз Луны называется синодическим
месяцем. Его продолжительность 29 дней 12 ч 44 мин 2,8 с.
Из выражения для фазы Луны легко получить соотноше-
ние между синодическим и сидерическим периодами. Дейст-
вительно, изменение фазы за звездное время 1 сут. равно 3607С
(С — синодический период), изменение прямого восхождения
Луны — 360°/S (S — сидерический период), а изменение пря-
мого восхождения Солнца 360°/Т (Т — тропический год). От-
сюда следует:	111
~C~~S Т'
Совершенно так же определяются синодические периоды и
для планет. Отметим, что для них синодический период — это
44
промежуток времени между последовательными одинаковыми
конфигурациями.
2.	Затмения Луны. Луна светит отраженным светом Солн-
ца; поэтому, когда она попадает в тень Земли (рис. 30), она
перестает светить — наступает лунное затмение. Строго гово-
ря, Луна продолжает светить за счет того, что часть лучей
Солнца, преломляясь в атмосфере Земли, освещает Луну, и
мы видим ее в виде темно-красного диска. (Голубые лучи рас-
сеиваются в земной атмосфере, в результате мы видим днем
голубое небо и красное Солнце на закате.)
Тень Земли имеет форму конуса, диаметр сечения которо-
го на расстоянии Луны в 2,5 раза больше диаметра Луны, по-
этому лунное затмение продолжается довольно долго. Макси-
мальная продолжительность полного лунного затмения 1 ч
45 мин. Затмение видно на всем ночном полушарии Земли.
Затмение может быть полным, если Луна входит в тень пол-
ностью, или частным, если в тень попадает только часть
Луны.
3.	Солнечные затмения. Когда тень Луны падает на Зем-
лю, наступает солнечное затмение (см. рис. 30). Оно может
быть полным там, где падает тень, и частным в области по-
лутени. Если в момент затмения Луна оказывается в самой
далекой от Земли точке орбиты, а Земля — в самой близкой
к Солнцу, то диск Луны не полностью закрывает диск Солн-
ца, и наступает кольцеобразное затмение.
Тень Луны прочерчивает на Земле длинную полосу шири-
ной не более 200 км, ширина полутени может составлять не-
сколько тысяч километров. Поэтому полные солнечные затме-
ния видны в каждой конкретной местности очень редко, в
Рис. 30. Схема лунных и солнечных затмений.
45
среднем раз в 300 лет. В Москве очередное полное затмение
Солнца будет в 2126 г. (предыдущее было в 1887 г.). Макси-
мальная продолжительность полного солнечного затмения (на
экваторе) 7,5 мин. В местности, далекой от экватора, затме-
ние, как правило, продолжается не более 2—2,5 мин.
4.	Условия наступления затмений. Затмение может про-
изойти только в полнолуние (лунное) или в новолуние (сол-
нечное). На рисунках 31, 32 показаны проекции на небесную
сферу дисков Луны и Солнца для моментов трех последо-
вательных новолуний и двух последовательных полнолуний.
Угол между эклиптикой и лунной орбитой сильно преуве-
личен.
Обратите внимание на то, что на рисунке 31 показаны три
проекции диска Луны и одна проекция диска Солнца, а на
рисунке 32 — по одному положению проекции диска Луны и
земной тени.
Рассмотрим сначала рисунок 32. В первом полнолунии дис-
ки земной тени (на расстоянии Луны) и Луны не совмещают-
ся. В этом полнолунии затмения нет. В момент следующего
полнолуния Луна и тень Земли попадают в узел лунной ор-
биты. Происходит полное лунное затмение.
Затмение (полное или частное) обязательно произойдет, ес-
ли в момент полнолуния расстояние между центрами тени и
Луны окажется меньше суммы их радиусов. Но это возмож-
но только в том случае, если Луна и тень Земли в момент
полнолуния окажутся не далее 11° от узла. Участок эклипти-
ки в 22° Солнце проходит за 23 дня. Но в этот промежуток
времени полнолуния может и не быть (оно повторяется через
29,5 дня), т. е. лунные затмения происходят не каждый раз,
когда земная тень, скользя по эклиптике, подходит к узлу.
Рис. 31. Положения видимых дисков Солнца и Луны в моменты трех по-
следовательных новолуний для наблюдателей, находящихся на Южном и Се-
верном полюсах Земли и на экваторе.
46
Рис. 32. Положения видимого диска Луны и земной тени на расстоянии
Луны во время двух последовательных полнолуний.
Следовательно, лунных затмений в течение года может не быть
вообще. Максимальное число лунных затмений в году — два.
Рассмотрим теперь рисунок 31. На нем изображены види-
мые положения диска Солнца для всех наблюдателей на Зем-
ле (одинаковые в данный момент времени) и диска Луны для
разных наблюдателей (Луна расположена к Земле очень близ-
ко, поэтому каждый наблюдатель проецирует ее на небесную
сферу по-своему). Из рисунка видно, что солнечное затмение
происходит тогда, когда Солнце проходит через узел лунной
орбиты или находится вблизи него (расстояние от узла состав-
ляет не более 16°). Солнце проходит его за 32 дня (16 дней
до узла и 16 — после). Но за это время обязательно будет хо-
тя бы одно новолуние, а следовательно, и затмение Солнца.
Итак, за год произойдет не менее двух, но не более пяти сол-
нечных затмений; общее число затмений в году (солнечных и
лунных) — не более семи.
5.	Периодичность затмений. Последовательность затмений
повторяется почти точно через промежуток времени, который
называется «сарос». Повторение обусловлено тем, что затме-
ние происходит в одной и той же фазе Луны (ново- или пол-
нолуние) и на одном и том же расстоянии от узла.
Фазы Луны повторяются через 29,53 сут. (синодический
месяц). Возвращение к узлу требует 27,21 сут. (дракони-
ческий месяц), Солнце возвращается к тому же узлу через
346,53 сут. (драконический год). Оказывается, что 242 драко-
нических месяца = 6585,36 сут., 223 синодических меся-
ца =6585,32 сут. = 18 лет 11 дней 7 ч 42 мин, 19 дракониче-
ских лет = 6585,78 сут., т. е. через 18 лет 11 дней 7 ч
42 мин затмение повторится, но положение Солнца относи-
тельно узла несколько изменится, и зона видимости затмения
сместится примерно на 120°. В течение каждого сароса проис-
ходит 70 затмений, из них 41 солнечное (примерно 10 пол-
ных ) и 29 лунных.
В XXI в. в России можно будет наблюдать только несколь-
ко полных солнечных и лунных затмений. Так, ближайшие
47
полные солнечные затмения произойдут 29 марта 2006 г. и
1 августа 2008 г. Оба затмения можно будет наблюдать в Гор-
но-Алтайске. (Это фантастически редкое событие, тем более
что в Горно-Алтайске можно будет наблюдать частные солнеч-
ные затмения в 2009, 2010, 2011 и 2012 гг.) Следующие пол-
ные солнечные затмения можно увидеть только в 2036 и
2063 гг. Причем за это время пройдет больше трех саросов,
т. е. произойдет более 30 полных солнечных затмений.
Сводка затмений Солнца и Луны, которые можно будет на-
блюдать в России в 2002—2010 гг., дана в Приложении.
КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ И ЗАДАЧИ
1.	Что такое небесная сфера! Опишите главные линии и круги на ней.
2.	Что такое системы координат! Почему их несколько и какие из них ос-
новные! Как следует ориентировать системы координат (какие)!
3.	Найдите высоту Солнца в Киеве (<р=50г5°) 5 мая (8=5°) в полдень и оп-
ределите продолжительность дня в тот же день.
4.	Опишите суточное движение Солнца в зависимости от времени года для
южного и северного полушарий.
5.	Что такое звездное и солнечное время! Почему вводятся разные виды
солнечного времени! По какому времени идут наши часы!
6.	Что такое солнечное затмение! Когда оно происходит и каковы условия
его наступления! Как часто оно наступает!
7.	Что такое лунное затмение! Когда оно происходит и каковы условия его
наступления! Как часто оно наступает!
8.	Определите высоту Солнца над горизонтом в полдень дня летнего солн-
цестояния (8=23,5°) на экваторе и во Владивостоке (<р=43,Г).
9.	Сегодня произошло полное солнечное затмение, причем в этот момент
Солнце было 5° от узла лунной орбиты. Когда произойдут ближайшие лунное и
солнечное затмения. Какими они будут!
Глава III
МИР ТЯГОТЕНИЯ
§ 8. ЗАДАЧА ДВУХ ТЕЛ. ЗАКОНЫ КЕПЛЕРА
1.	Основная задача небесной механики. Основная задача
небесной механики заключается в расчете движения небесных
тел под действием сил всемирного тяготения. В эту задачу
включают исследование и расчет движения планет, искусст-
венных спутников Земли (ИСЗ), космических аппаратов, звезд
в двойных и кратных системах, строения галактик. В число
задач небесной механики включают и учет приливных сил,
возникающих вследствие неоднородности поля тяготения.
48
Все эти задачи в математическом смысле исключительно
трудны. Большинство из них решается численными методами
с использованием самых мощных ЭВМ. Но есть и задачи, ко-
торые могут быть решены в аналитическом виде.
2.	Задача двух тел. Законы Кеплера. В простейшем случае
рассматривается задача о движении в системе, состоящей из
двух тел, — задача двух тел. При этом считается, что систе-
ма отсчета связана с телом большей массы. Тогда, как уста-
новил И. Ньютон, движение другого тела подчиняется трем
законам Кеплера.
Первый закон Кеплера
Планета движется по эллипсу, в одном из фокусов кото-
рого находится Солнце.
Эта формулировка принадлежит Кеплеру. Ньютон обобща-
ет ее: во-первых, может рассматриваться система звезда —
звезда (двойная звезда), планета — спутник; во-вторых,
меньшее тело может двигаться по параболе или гиперболе
(рис. 33).
Эллипс (см. рис. 33) — вытянутая окружность, обладающая тем свойством,
что существуют две точки (фокусы эллипса Fx и F2, для которых выполняется
условие: сумма расстояний фокусов от любой точки эллипса постоян-
на (F\C+F2C=F1E+F2E=const), т. е. не зависит от точки, выбранной на эл-
липсе).
Отрезок АВ называется большой осью, соответственно отрезок АО—ОВ —
большой полуосью (принятое обозначение а), отрезки CD и ОС — малой осью
и полуосью Ь. Размер эллипса определяется большой полуосью, форма — экс-
центриситетом е=Л/1—д2/а2. При е=0 эллипс вырождается в окружность, при
е=1 — в параболу, при е>1 — в гиперболу, которую лучше представлять в ви-
де графика функции у=1/х, повернутого на 45°. У эллипса большая полуось
а>0, у параболы а = °° , у гиперболы а<0, что, конечно, только математиче-
ская абстракция.
Рис. 33. Возможные орбиты в
задаче двух тел.
Рис. 34. Второй закон Кеплера
(расстояния М1 М2 и М2 плане-
та проходит за одинаковое время,
выделенные сектора имеют одинако-
вые площади).
49
Второй закон Кеплера
Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени
описывает равные площади (рис. 34).
Это утверждение аналогично тому, что скорость движения
уменьшается по мере удаления от Солнца, а точнее, это закон
сохранения момента импульса.
Момент импульса (K—mvr) — физическая величина, удобная для описа-
ния движения точки по окружности или эллипсу, параболе, гиперболе, а так-
же для описания вращения твердого тела. Закон сохранения момента им-
пульса (как и законы сохранения импульса и энергии) — один из трех ос-
новополагающих законов природы. Согласно теореме Нётер этот закон явля-
ется следствием изотропности (равноправия всех направлений) Вселенной.
Если подсчитать число суток от дня весеннего равноденст-
вия (21 марта) до дня осеннего (23 сентября) и от 23 сентяб-
ря до 21 марта следующего года, то окажется, что первый пе-
риод на 7 сут. длиннее второго. Другими словами, Земля зи-
мой движется быстрее, чем летом, следовательно, она зимой
ближе к Солнцу. Самую близкую к Солнцу точку своей орби-
ты — перигелий — Земля проходит 6 января.
Третий закон Кеплера
Отношение куба большой полуоси планетной орбиты к ку-
бу периода обращения планеты вокруг Солнца равно сумме
масс Солнца и планеты (в формулировке Ньютона):
где М и т — массы тел системы; а и Т — большая полуось
и период обращения меньшего тела (планеты, спутника); G —
гравитационная постоянная.
Обратим внимание на постоянный множитель в правой ча-
сти. В формуле он приводится в единицах СИ, но в астроно-
мии используются астрономическая единица длины (вместо
метра), год (вместо секунды) и масса Солнца (вместо кило-
грамма). Тогда, как легко убедиться, если пренебречь массой
планеты по отношению к массе Солнца, постоянный множи-
тель в этой формуле равен единице.
3.	Определение масс небесных тел. Третий закон Кеплера
предоставляет единственную возможность непосредственно оп-
ределить массу небесного тела. Для примера определим массу
Солнца. Для этого запишем третий закон Кеплера сначала
для системы Солнце — Земля, а затем для системы Земля —
Луна:
*	3	3
-^=GMe, =GMe.	(2)
(Обозначения 0, О и С относятся соответственно к Солнцу,
Земле и Луне.)
Массами Земли по отношению к Солнцу и Луны по отно-
50
шению к Земле пренебрегаем, поскольку масса Солнца намно-
го больше массы Земли, которая, в свою очередь, намного
больше массы Луны.
Поделив теперь первое выражение на второе, получим
(п \ 3 / т \ 2
— ) (-=г) .
а< / \Тф /
Подставив сюда значения больших полуосей орбит Земли
и Луны (150 000 000 и 384 000 км) и их периодов обращения
(365,24 и 27,5 сут.), получим, что масса Солнца в 330 000 раз
превышает массу Земли (6-1024 кг), т. е. равна 2-1O30 кг.
§ 9.	ВОЗМУЩЕННОЕ ДВИЖЕНИЕ.
ВОЗМУЩАЮЩИЕ СИЛЫ. ПРИЛИВЫ
1.	Задача многих тел. Задача двух тел имеет лишь огра-
ниченное применение. В большинстве случаев система содер-
жит несколько тел: например, в Солнечную систему входят
Солнце и 9 больших планет (влияние остальных тел Солнеч-
ной системы пренебрежимо мало). Доказано, что получить ре-
шение этой задачи в виде алгебраических формул, позволяю-
щих точно рассчитать положения и скорости всех тел систе-
мы в любой момент времени, в принципе невозможно. Реше-
ние такой задачи находится приближенными методами как ре-
зультат трудоемких расчетов на современных ЭВМ. Однако в
ряде случаев задача допускает существенные упрощения.
Одно из интереснейших решений было найдено Лагранжем
для так называемой ограниченной
задачи трех тел. В ней рассматрива-
ется движение системы трех тел:
масса первого намного больше массы
второго, а масса третьего намного
меньше массы второго. В этом случае
второе тело движется по кеплеровой
орбите, а третье тело находится в
одной из точек Лагранжа. Располо-
жение этих точек ясно из рисунка 35.
Три точки расположены на одной
прямой, две — в вершинах равносто-
роннего треугольника. Точки L19 L2,
L3 неустойчивые. Тело, попавшее в
одну из таких точек, быстро уходит
из нее под действием притяжения
других планет. Точки L4, Ь5, напро-
тив, устойчивы. Тело, попавшее в
Рис. 35. Точки Лагранжа.
них, при малых отклонениях от точ-
ки стремится вернуться.
51
В природе такая задача реализуется у так называемых «тро-
янцев». Это две группы небольших астероидов, которые дви-
жутся по орбите Юпитера в его точках Лагранжа. Группа по-
лучила свое название потому, что все ее тела носят имена ге-
роев Троянской войны. Не исключено, что в будущем в точ-
ках Лагранжа в системе Земля — Луна будут расположены
ретрансляционные станции, обеспечивающие постоянную связь
Земли и лунных станций.
2.	Возмущенное движение. В Солнечной системе совокуп-
ная масса всех планет в 700 раз меньше массы Солнца. Есте-
ственно, что сила притяжения планет намного меньше силы
притяжения Солнца. В случае Земли, например, сила притя-
жения Юпитера (самой большой планеты) составляет 0,00006
от силы притяжения Солнца. Поэтому в первом приближении
можно ограничиться учетом только притяжения Солнца и счи-
тать, что планеты движутся по законам Кеплера. Рассчитан-
ное таким образом движение называется кеплеровым.
Во втором приближении учитываются силы притяжения
планет. Поскольку эти силы невелики, их учитывают отдель-
но, т. е. сначала рассчитывают отклонение от кеплеровой ор-
биты (его называют возмущением), вызванное одной из пла-
нет, затем другой и т. д. Вычисленные возмущения склады-
вают и получают возмущенное движение.
В связи с развитием межпланетных полетов стало необхо-
димым рассчитывать движение планет с точностью, большей,
чем дает метод возмущений. Были разработаны новые методы
расчетов, основанные на применении мощных ЭВМ. В наше
время теория планетных систем достигла такого совершенст-
ва, что при расчете движения планет Солнечной системы до-
пускается ошибка не более нескольких километров.
3.	Открытие Нептуна и Плутона. После открытия Урана
астрономы рассчитывали его движение с учетом возмущений
от всех известных в то время планет. Но уже к середине
XIX в. стало ясно, что учитываемые возмущения не могут объ-
яснить отклонения от кеплеровой орбиты. Были предприняты
попытки рассчитать положение гипотетической планеты, при-
тяжение которой могло бы объяснить эти отклонения. Для та-
ких расчетов нужно было ввести предположения о возможной
орбите планеты, ее расстоянии от Солнца, ее массе. Сделан-
ные предположения оказались удачными, и новая планета бы-
ла открыта недалеко от предсказанного места в первую же
ночь наблюдений.
Но вскоре оказалось, что и с помощью Нептуна (так была
названа новая планета) невозможно объяснить все неправиль-
ности движения Урана. Были предприняты расчеты положе-
ния еще одной планеты, но они оказались не столь удачны-
ми, и на поиски ее понадобилось около 30 лет.
Последняя, девятая планета была открыта только в 1930 г.
52
Помимо не очень удачных предсказаний, касающихся ее ор
биты и массы, она оказалась очень тусклой, и для ее обнару-
жения понадобился мощный телескоп. В настоящее время еще
нельзя сказать, решает ли открытие Плутона (девятой плане-
ты) все проблемы с движением Урана и Нептуна.
4.	Невидимые спутники звезд. Обычно вычисления ведут-
ся в системе отсчета, в которой центральное тело (обладающее
большей массой) считается неподвижным. Если выполнять рас-
четы в системе, связанной с центром масс, оба тела системы
описывают эллипсы, большие полуоси которых обратно про-
порциональны массам тел. Если меньшее тело по своей мало-
сти недоступно наблюдениям, то внешний наблюдатель уви-
дит, что наблюдаемое тело (звезда, планета) движется не пря-
молинейно, а по сложной кривой. Такой характер движения
свидетельствует о наличии ненаблюдаемых объектов, положе-
ние которых может быть рассчитано. Использование этого ме-
тода позволило открыть спутник Сириуса и множество тесных
двойных систем.
В двойной системе лучевая скорость главной звезды пери-
одически меняется. Сравнительно недавно удалось повысить
точность определения лучевых скоростей до ±3 м/с, что дало
возможность открыть существование ряда (уже более 100) пла-
нетных систем. Мы еще вернемся к этому вопросу.
5.	Прецессия. Явление прецессии (см. § 4, п. 1) также лег-
ко объясняется силами тяготения. Если Земля была бы точ-
ным шаром, то никакой прецессии возникнуть не могло бы.
Однако Земля несколько сплюснута у полюсов. Это позволяет
представить Землю как шар с небольшими утолщениями на
экваторе. Шар притягивается Луной и Солнцем как матери-
альная точка, расположенная в его центре.
Силы, с которыми Луна притягивает эти утолщения, обра-
зуют пару сил, стремящихся повернуть ось вращения Земли
и сделать ее перпендикулярной плоскости лунной орбиты (при-
Плоскость!
эклиптики
/Земля
Луна
Рис. 36. Прецессия земной оси.
53
гишиниг Луны) и эклиптики (притяжение Солнца; рис. 36).
Одннко Земли вращается, и такое воздействие приводит к то-
му» что ось вращения (SN на рисунке 36) начинает описывать
конус. Это и есть прецессия.
6.	Приливы. Дважды в сутки в морях и океанах происхо-
дит подъем и спад воды. Это явление морских приливов. Уже
в древности наблюдатели заметили, что прилив наступает че-
рез некоторое время после кульминации Луны в месте наблю-
дения. Более того, приливы наиболее сильны в дни ново- и
полнолуний, когда центры Луны и Солнца располагаются при-
мерно на одной прямой.
Учитывая это, И. Ньютон объяснил приливы действием тя-
готения со стороны Луны и Солнца, а именно тем, что раз-
ные части Земли притягиваются Луной по-разному. Рассмот-
рим, следуя Ньютону, более подробно приливы, вызываемые
притяжением Луны, так как воздействие Солнца существен-
но (в 2,2 раза) меньше.
Запишем выражения для ускорений, вызываемых притя-
жением Луны для разных точек Земли, учитывая, что для
всех тел в данной точке пространства эти ускорения одинако-
вы. В инерциальной системе отсчета, связанной с центром масс
системы, значения ускорений будут:
_ GM _	GM _ GM
°А~ (R-r)2’ ав~ (Я+г)2 ’ ао~ R2 ’
где ал, ао, ав — ускорения, вызванные притяжением Луны в
точках А, О, В (рис. 37); М — масса Луны; г — радиус Зем-
ли; Я — расстояние между центрами Земли и Луны (для рас-
четов его можно принять равным 60г).
Но мы живем на Земле и все наблюдения проводим в си-
стеме отсчета, связанной с центром Земли, а не с центром масс
Земля — Луна. Чтобы перейти в эту систему, нам необходи-
мо
Рис. 37. Ускорения точек на Земле,
вызванные притяжением Луны: а — в
системе отсчета, связанной с центром масс
системы Земля — Луна; б — в системе
отсчета, связанной с центром Земли.
54
мо из всех ускорений вычесть ускорение центра Земли.
Тогда
। GM< GM< >GM
°A~ (R-r)2 + R2 'ав~ (R+r)a + R2 *
Выполним действия в скобках и учтем, что г мало по срав-
нению с Я и в суммах и разностях им можно пренебречь.
Тогда
, _ GM । <Ж_ GMt (-2Rr+^) _ 2GM<r
Ла~ (Я—г)2 ' R2 ~	R2(R-r)2	~ Я3 *
Ускорения а’А и а'в одинаковы по модулю, противополож-
ны по направлению, каждое направлено от центра Земли. Они
называются приливными ускорениями. В точках С и D при-
ливные ускорения, меньшие по модулю и направленные к цен-
тру Земли.
Приливными ускорениями называются ускорения, возни-
кающие в системе отсчета, связанной с телом из-за того, что
вследствие конечных размеров этого тела разные его части по-
разному притягиваются возмущающим телом. В точках А и В
ускорение силы тяжести оказывается меньшим, чем в точках
С и D (см. рис. 37). Следовательно, для того чтобы давление
на одинаковой глубине было одинаковым (как у сообщающих-
ся сосудов) в этих точках, вода должна подняться, образуя
так называемый приливный горб. Подсчет показывает, что
подъем воды или прилив в открытом океане составляет око-
ло 40 см. В прибрежных водах он гораздо больше, а рекорд
составляет около 16 м. Ньютоновская теория этого объяснить
не может.
В действительности картина более сложная, чем та, кото-
рую мы рассмотрели выше. Дело в том, что Земля вращается
вокруг своей оси намного быстрее, чем Луна обращается во-
круг Земли. В результате приливный горб (взаимное располо-
жение Земли и Луны показано на рисунке 38) движется, по
Земле бежит приливная волна, возникают приливные течения.
При приближении к берегу высота волны увеличивается,
поскольку поднимается дно. В бла-
гоприятно расположенных узких
заливах высота прилива возраста-
ет еще в несколько раз.
Трение воды о дно, а также де-
формации твердой оболочки Земли
сопровождаются выделением теп-
ла, что приводит к рассеянию
энергии системы Земля — Луна.
Поскольку приливный горб отно-
сится к востоку, максимальный
прилив происходит после кульми-
Рис. 38. Замедление
вращения Земли.
55
нации Луны, притяжение горба вызывает ускорение Луны и
замедление вращения Земли. Луна постепенно отодвигается
от Земли. Действительно, геологические данные показывают,
что в юрском периоде (190—130 млн лет назад) приливы бы-
ли намного выше, а сутки — короче. Отметим, что при умень-
шении расстояния до Луны в 2 раза высота прилива возрас-
тает в 8 раз. В настоящее время сутки увеличиваются на
0,00017 с в год. Так что примерно через 1,5 млрд лет их дли-
на увеличится до 40 современных суток. Такой же длины
будет и месяц. В результате Земля и Луна будут всегда обра-
щены друг к другу одной и той же стороной. После этого Лу-
на начнет постепенно приближаться к Земле и еще через
2—3 млрд лет будет разорвана приливными силами (если, ко-
нечно, к тому времени Солнечная система еще будет сущест-
вовать).
7.	Приливные силы на ИСЗ и космических аппаратах. Ис-
кусственные спутники Земли (ИСЗ) и космические аппараты
(КА) движутся под действием только гравитационных сил. По-
скольку их ускорения равны гравитационным, в них возни-
кает состояние невесомости.
Но ИСЗ не представляют собой точечных объектов, а по-
ле, в котором они движутся, не однородное. Поэтому на ИСЗ
возникают приливные силы.
С одной стороны, именно приливные силы обеспечивают те
микроускорения, которые мешают добиться на ИСЗ полной
невесомости. С другой стороны, в ряде задач именно прилив-
ные силы позволяют найти приемлемое решение. Так, для мно-
гих ИСЗ требуется сохранять определенную ориентацию отно-
сительно Земли. Например, метеорологические спутники ве-
дут непрерывную съемку облачного покрова Земли. Естествен-
но, что объективы аппаратуры ИСЗ должны быть непрерывно
направлены на Землю. Приливное ускорение (см. § 9, п. 5)
равно:
_ 2GMJ, _	I
а^~ (Я+Л)3	R 9
где апр — приливное ускорение; Ме и R — масса и радиус
Земли; h — высота спутника; I — отклонение данной точки
от центра тяжести ИС вдоль линии, соединяющей центр Зем-
ли и центр тяжести ИС; g — ускорение силы тяжести (из-за
малости Ли/ можно считать, что это ускорение силы тяжес-
ти на поверхности Земли). Приливное ускорение всегда на-
правлено от центра тяжести ИС.
Пусть на достаточно большом ИСЗ (орбитальной станции)
на расстоянии 3 м от его центра тяжести находится незакреп-
ленный предмет. Так как спутник совершает свободный полет
(находится в состоянии невесомости), то движение предмета
относительно спутника определяется только микроускорения-
56
ми, созданными приливными си-
лами. Подставляя в вышеприве-
денную формулу известные дан-
ные (Z = 3 м, £=9,81 м/с2,
R=6,378 -106 м), получим, что
приливное ускорение составит
10-5 м/с2. Но даже при таком,
казалось бы, ничтожном ускоре-
нии через 8 мин предмет окажет-
ся в 2 м от своего первоначаль-
ного положения.
Такая ориентация достигает-
ся использованием приливных
сил. Поместим на длинных и лег-
ких штангах небольшие грузы
(рис. 39). Приливные силы, дей-
ствующие на эти грузы, будут
разворачивать ИСЗ так, чтобы
штанги расположились вдоль ра-
диуса Земли. Тем самым будет
обеспечена нужная ориентация
ИСЗ.
Рис. 39. ИСЗ, стабилизируемый
приливными силами.
§ 10.	ДИНАМИКА КОСМИЧЕСКОГО ПОЛЕТА
1.	Законы сохранения энергии и законы Кеплера. Рассмот-
рим систему, состоящую из двух тел А и В с массами соответственно Мит,
причем для определенности примем, что М>>т и система отсчета связана с
большим телом, т. е. будем считать, что именно это тело неподвижно (рис. 40).
Найдем потенциальную энергию такой системы тел. При перемещении те-
ла т из точки 7?! в точку R2 будет совершена работа, равная:
Ab2=~L(R2-R1).
ср
Существует два средних значения:
среднее арифметическое и среднее гео-
метрическое. При малой разности обе-
их величин различие между средними
оказывается намного меньшим, чем
различие между величинами. Поэтому
мы можем заменить R2cp на произведе-
ние RyR2. Тогда
_ GMm GMm
A1’2~~R2	R^~’
Рис. 40. К вычислению потенци-
альной энергии системы.
57
Рис. 41. К определению
полной энергии системы.
Поскольку работа есть разность потенциаль-
ных энергий, взятая с обратным знаком, ясно,
что
_ GMm
Еп~ R~
Найдем теперь значение полной энергии
системы. Для этого зафиксируем равенство
полной энергии в точках эллипса А и В
(рис. 41):
mv2A GMm _ mv2B GMm
~2 r 2 R~
и равенство моментов импульса в этих точках:
VAr=VB^'
(1)
(2)
(Обозначения ясны из рисунка 41, если допустить, что Солнце находится в ле-
вом фокусе эллипса.)
С помощью уравнения (2) исключим из уравнения (1) ив и перепишем по-
лучившееся уравнение в виде
Очевидно, что R является корнем этого трехчлена. Прямой подстановкой
убеждаемся, что г также является корнем этого трехчлена. По теореме Виета
получаем
(mv. GMm \ Л ш	„ GMm
~2-----—\=GMm/Enw И £ООЛ=----2Г"’
т. е. закон сохранения энергии может быть записан в виде
mv2 GMm _ GMm
~2	7~~	2^“’
где а — большая полуось орбиты, аг — расстояние от большего тела.
Согласно закону сохранения энергии полная энергия сис-
темы есть величина постоянная. Отсюда следует вывод, что
скорость v зависит только от радиус-вектора г. В противном
случае Е не может быть постоянной величиной. Таким обра-
зом, в задаче остается только одна произвольная постоян-
ная — полная энергия. Она задается значением скорости в про-
извольной точке орбиты (т. е. для определенного значения г).
После этого возможно определение скорости в любой точ-
ке орбиты по формуле полной энергии. Поскольку v задается
произвольным образом (исходя из условий данной конкретной
задачи), ясно, что полная энергия может иметь любой знак,
т. е. она может быть отрицательной, положительной и равной
нулю. Рассмотрим все три случая.
1.	Епол<0. В этом случае из формулы (3) получаем
= _GM_< GM
Г	и2	|Е |
|£	|+	I пол1
1пол1 9
т. е. тела, составляющие систему, не могут удалиться друг от
г	GM
друга на расстояние большее, чем г=т. Причем этот предел
П"* пол!
завышен. Если полная энергия тела отрицательна, то орбитой
меньшего тела является эллипс.
Система с отрицательной полной энергией называется
гравитационно-связанной.
Особый интерес представляет движение меньшего тела си-
стемы по круговой орбите. В данном случае имеет место со-
отношение	.___
где R — радиус, или большая полуось, орбиты; — первая
космическая скорость.
Отсюда следует, что в случае кругового движения кинети-
ческая энергия в 2 раза меньше по модулю потенциальной.
Поэтому
2Ек+Еп=0.
Это соотношение называется теоремой вириала.
2.	Епол>0. В этом случае из формулы (3) получаем а<0.
В этом случае расстояние между телами никак не ограни-
чено. Тела могут сходиться и расходиться на любое расстоя-
ние. Орбитой меньшего тела будет гипербола.
Система с положительной полной энергией называется
гравитационно-связанной.
3.	Особый интерес представляет случай Епол=0. В этом слу-
чае скорость тела равна:
I 2GM
V1~\l R 9
Эта скорость называется второй космической скоростью
на расстоянии г. Меньшее тело при этом движется по пара-
боле. Из этого следует, что гравитационно-несвязанная систе-
ма не может самопроизвольно превратиться в систему грави-
тационно-связанную, т. е. захват другого тела в рамках
задачи двух тел невозможен. Это положение очень важно, ког-
да рассматривается возможность образования системы Зем-
ля — Луна путем захвата Луны.
Строгий математический анализ задачи двух тел, проведен-
ный еще Ньютоном, показал, что движение тел в гравитаци-
онно-связанной системе подчиняется законам, которые были
установлены Кеплером в применении к Солнечной системе и
которые носят его имя. Решение задачи двух тел, получаемое
из закона всемирного тяготения Ньютона, позволяет найти
значения постоянных величин, которые входят в математиче-
ские соотношения, выражающие эти законы. Приведем совре-
менную формулировку первого закона Кеплера.
59
Первый закон Кеплера
В гравитационно-связанной системе тело В движется по
эллипсу, в одном из фокусов которого находится тело А. Экс-
центриситет эллипса определяется численным значением
полной энергии системы. В гравитационно-несвязанной сис-
теме тело В движется по параболе (Е=0) или по гиперболе
(Е>0), в фокусах которых находится тело А.
Формулировки второго и третьего законов не меняются.
2.	Интеграл энергии. Как только прекращают работу дви-
гатели ракетоносителя, движение космического аппарата (в
дальнейшем: космический аппарат — КА, искусственный спут-
ник — ИС, искусственный спутник Земли — ИСЗ) определя-
ется исключительно полем тяготения, в котором он движет-
ся. Движение его описывается законами Кеплера.
Перепишем теперь выражение для полной энергии (см. фор-
мулу (3):
v2=Gm(—),
\ г а /
где а — большая полуось орбиты; М — масса центрального
тела (масса спутника пренебрежима мала); г — радиус-вектор
спутника в данный момент времени; v — модуль его скоро-
сти (опять же в данный момент времени). Эта формула назы-
вается интегралом энергии. Она применима как к движению
по эллипсу (а>0), параболе (а=оо), так и к движению по ги-
перболе (а<0).
3.	Искусственные спутники Земли. Движение ИСЗ проис-
ходит по эллиптической (в частном случае круговой) орбите.
Плоскость орбиты стремится сохранить свое положение в про-
странстве относительно звезд. Так как Земля вращается, то
при каждом следующем витке спутник проходит над другой
областью Земли, и траектория проекции спутника на ее по-
верхность (имеется в виду путь точки, которая находится все
время точно под спутником на поверхности Земли) представ-
ляет собой довольно сложную спираль.
Точка орбиты спутника, наиболее приближенная к Земле,
называется перигеем, наиболее удаленная — апогеем. Боль-
шая полуось орбиты ИСЗ определяется выражением
а=В+(Лп+йа)/2,
где hn и йа — высоты перигея и апогея; R — радиус Земли.
Перигей орбиты ИСЗ выбирается не ниже 200 км, так как
на более низких орбитах время существования спутника слиш-
ком мало (из-за сопротивления воздуха). Период обращения
спутника вычисляется по третьему закону Кеплера, который
мы перепишем в виде
Т=2л
Рис. 42. Орбиты ИСЗ различного назначения.
Подставив в это выражение численные значения постоянных
величин, получим
Т=0,83 V12 376+(Лп+Ла).
Высоты должны быть выражены в километрах, период — в
минутах.
Из этой формулы видно, что период обращения ИСЗ
по круговой орбите определяется ее высотой. На высоте
35 942 км он становится равным 24 ч. Если при этом орбита
спутника лежит в плоскости экватора, то он висит над одной
и той же точкой земной поверхности. Такие спутники назы-
ваются стационарными. Они удобны для организации связи и
передачи телепрограмм на больших расстояниях (рис. 42, спут-
ник «Экран»).
Но на значительной части территории России стационар-
ный спутник виден на слишком малой угловой высоте над го-
ризонтом, что затрудняет прием сигналов с него (в районах
севернее 80° с.ш. стационарный спутник вообще не виден).
Для обслуживания этих районов спутники запускаются на
сильно вытянутые орбиты. Так, у ИСЗ «Молния» высота пе-
ригея около 500 км, а апогея около 50 000 км, при этом апо-
гей орбиты расположен над северной полярной областью. По
второму закону Кеплера большую часть времени такой ИСЗ
будет проводить около апогея, т. е. хорошо наблюдаться имен-
но там, где стационарный спутник не виден.
4.	Перевод спутника с орбиты на орбиту. Рассмотрим за-
дачу перевода ИС с одной круговой орбиты на другую. Огра-
ничение случаем круговых орбит диктуется необходимостью
некоторого упрощения задачи.
Задача
Требуется перевести ИС, летящий по орбите радиусом (или
большой полуосью, что для круговой орбиты, очевидно, одно
61
и то же), равным а19 на орбиту ра-
диусом а2 (рис. 43).
Решение
Скорость ИС на орбите радиусом
а равна:	___
Рис. 43. Перевод спутника
с одной орбиты на другую.
[ОМ
vi= /---•
1 у а
Эта скорость называется первой
космической скоростью на расстоя-
нии а. Приняв за единицу длины
радиус первой орбиты а19 интеграл
энергии можно переписать в виде
где — первая космическая скорость на расстоянии аг. В ин-
тересующих нас случаях (перелет с одной орбиты ИСЗ на дру-
гую и перелет с Земли на другую планету) за ах принимают
значение радиуса Земли, или радиуса земной орбиты. В пер-
вом случае vx=8 км/с, во втором t\=30 км/с.
Для перехода на орбиту радиусом а2 нужно перевести ИС
на промежуточную орбиту, представляющую собой эллипс, ка-
сающийся как нижней, так и верхней орбиты (см. рис. 43).
Большая полуось этого эллипса равна а =—-—.
На промежуточной орбите (точка А на рисунке 43) в пери-
гее спутник должен иметь скорость:
Так как и >и19 то для перехода на промежуточную орби-
ту нужно увеличить скорость ИС.
В точке В (см. рис. 43) скорость ИС, летящего по проме-
жуточной орбите, меньше, чем первая космическая скорость
на этом расстоянии:
2	2/
V nP»=U2^
Поэтому для окончательного перехода на новую орбиту ско-
рость спутника должна быть еще раз увеличена.
Если стоит задача не просто перевести ИС с орбиты на ор-
биту, а провести стыковку с другим ИС (спутником-мишенью),
то запуск должен производиться в строго определенное время,
чтобы оба спутника подошли к точке В (см. рис. 43) одновре-
менно. Для этого спутник-мишень в момент начала перевода
должен находиться в точке С. Для определения дуги СВ вос-
пользуемся третьим законом Кеплера.
62
Поскольку период обращения спутника-мишени (летящего
по орбите радиусом а2) равен Т2=1&ЪЛ0Г*У/а^ а время пере-
лета равно половине периода для промежуточной орбиты
t=—Тпр—0,83- 10"4А/о^, то длина дуги ВС находится по фор-
муле	I------
«=360°^= 180° /4/1+—
т2 у/ »\ аг /
что и определяет время старта ИС. Он производится в момент,
когда спутник находится в точке А, а спутник-мишень прохо-
дит точку С (см. рис. 43).
Очевидно, что полученные формулы непосредственно при-
меняются к расчетам полетов к Луне (КА сначала выводится
на низкую круговую орбиту) и к другим планетам (этап вы-
вода рассмотрим позже).
5.	Межпланетные перелеты. Схема межпланетного переле-
та аналогична схеме перевода ИС с орбиты на орбиту со сты-
ковкой со спутником-мишенью. Для определенности рассмот-
рим расчет полета с Земли (®) на Марс (cf).
Прирост скорости для перехода на промежуточную орбиту
в этом случае равен:
Аи=и	/- •2^р
пр 1 )
Подставив в эту формулу значения l\=30 км/с, ае=1,
а^= 1,52, получим Ди=2,9 км/с.
Определим скорость, с которой космический аппарат дол-
жен стартовать с Земли. Пусть его стартовая скорость будет
v9 а кинетическая энергия соответственно E=mv2/2.
Часть кинетической энергии идет на увеличение общей энер-
гии системы с целью освобождения КА, т. е. на перевод гра-
витационно-связанной системы Земля — ракета в гравитаци-
онно-несвязанную. Это соответствует энергии тела, движуще-
гося со второй космической скоростью, равной 11,2 км/с. Оче-
видно, что в момент старта ракета должна развить скорость,
равную:
uci=V(11,2)2+(Av)2=11,6 км/с.
Время перелета определяется по третьему закону Кеплера.
Конечно, так можно только грубо оценить условия полета.
Расчет полета КА основан на предположении, что он старту-
ет с наименьшей возможной скоростью, т. е. с наименьшей
затратой энергии. Однако такой запуск требует выполнения
ряда условий с очень большой, часто недостижимой точнос-
тью. Поэтому запуск производится с несколько большей скоро-
стью, что сильно сокращает время перелета, уменьшает тре-
буемую точность и расширяет период, когда запуск возможен.
63
6.	Прошлое, настоящее и будущее космических полетов.
Межзвездные путешествия. Космическая эра началась совсем
недавно. Еще не прошло полувека с того знаменательного дня,
когда в нашей стране было создано и запущено первое искус-
ственное небесное тело — первый искусственный спутник Зем-
ли. Только 40 лет минуло с тех пор, когда впервые человек
увидел нашу Землю извне, и немного больше 30 лет после то-
го, как первый человек ступил на поверхность другого небес-
ного тела. Но счет искусственных спутников уже идет на ты-
сячи, а запусков межпланетных станций — на десятки.
Налицо громадный прогресс. Космические аппараты позво-
лили развить метеорологию, значительно улучшилось качест-
во прогнозов погоды. Появились совершенно новые — спут-
никовые средства связи, космические навигационные системы.
Хорошо изучены ближайшие планеты: Венера и Марс, ко-
смические аппараты исследовали Юпитер, Сатурн. Осуществ-
лена первая посадка на астероид, планируются посадки кос-
мических аппаратов на кометы. Перечислить все научные ре-
зультаты просто нет никакой возможности. Не меньшие ре-
зультаты получены от внедрения новых технологий, разрабо-
танных в космическом ракетостроении.
Но уже намечается предел: новые научные задания требу-
ют новых расходов, часто превышающих возможности чело-
вечества. Построена новая международная космическая стан-
ция «Альфа». Она прослужит еще много лет, но уже сейчас
видно, что многие исследования нужно проводить на малых
спутниках, где приливные силы пренебрежимо малы. Можно
с уверенностью сказать, что станция «Альфа», несомненно,
принесет множество важных результатов и открытий, но стан-
ция «Бета» появится очень нескоро, и придет она на смену
«Альфе», а не в дополнение к ней.
Очень часто говорится о подготовке экспедиции на Марс.
Нельзя сказать, что эта задача относится к актуальным. Од-
нако большинство задач по изучению планеты может разре-
шить только человек. Но для полета на Марс, а не к Марсу
нужно убедиться со стопроцентной уверенностью, что на нем
нет жизни. А если такой уверенности нет, то стоит вспомнить
кроликов, завезенных в Австралию, колорадского жука, заве-
зенного в Европу, рапану, завезенную в Черное море, чуму,
завезенную в Средние века в Европу, и многие подобные слу-
чаи. А ведь это наша, земная жизнь, и другие местные фор-
мы жизни могут успешно с ней бороться. А как марсианская
жизнь будет взаимодействовать с жизнью земной? Этого ни-
кто не знает, и опасность невероятно высока.
Очень и очень многие популярные сейчас проекты никог-
да не будут осуществлены. Например, добыча полезных иско-
паемых на Луне. Не говоря уже о том, что этот проект неве-
роятно дорог, нужно сначала подумать: а есть ли на Луне во-
64
обще месторождения полезных ископаемых? Если учесть, что
практически все месторождения на Земле образовывались при
прямом или косвенном участии воды, а на Луне воды не бы-
ло никогда, то ответ на вопрос об осуществимости этого про-
екта становится ясен.
Никогда не будут осуществлены и межзвездные путешест-
вия. Они требуют таких невероятных затрат энергии, что че-
ловечество никогда не сможет пойти на них. Да и время, ко-
торое понадобится для полета к звезде, в котором можно по-
ставить сколько-нибудь интересные научные задачи, исчисля-
ется столетиями.
Однако не стоит отчаиваться. Человечество уже доказало,
что оно может ставить перед собой и решать невероятно ин-
тересные и важные задачи, о которых, пока они не поставле-
ны, люди даже не задумываются.
КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ И ЗАДАЧИ
1.	Сформулируйте законы Кеплера и укажите, какие законы природы они
отражают.
2.	Что такое возмущенное движение!
3.	Опишите решение Лагранжа.
4.	Чем объясняется прецессия!
5.	Чем вызваны приливы! Почему прилив бывает 2 раза в сутки!
6.	Почему максимальные приливы бывают в полно- и новолуние!
7.	На каком расстоянии от Юпитера космический корабль, выведенный на
круговую орбиту, будет иметь период в 3 раза меньше синодического месяца
(земного)!
8.	АМС отправлена к Луне по орбите с минимальной скоростью. Определи-
те скорость ракеты относительно Луны в момент встречи.
9.	Определите, с какой скоростью нужно направить АМС с околоземной ор-
биты к Луне, чтобы встреча АМС с Луной произошла с минимальной скоростью.
Принять, что в момент встречи векторы скорости параллельны.
10.	Определите расстояние до двойной звезды, если период обращения ее
равен 125 годам, а большая полуось видна под углом 0,25". Массы звезд нам
неизвестны, поэтому сделайте о них разумное предположение.
Глава IV
МИР ПЛАНЕТ
§11.	СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Солнечная система состоит из Солнца, 9 больших планет
с их спутниками, более 100 000 малых планет, или астерои-
дов, огромного числа комет (по некоторым данным, их более
3 Порфирьев «Астрономия, 11 кл.»
65
Рис. 44. Схема строения Солнечной системы.
100 млрд), бесчисленного количества мелких метеорных тел,
межпланетной пыли и газа (рис. 44). Происхождение, эволю-
ция, законы движения всех тел, входящих в Солнечную сис-
тему, полностью определяются центральным телом — Солн-
цем. Точно определить границу Солнечной системы невоз-
можно, но многие исследователи проводят ее на расстоянии
100 тыс. а. е. от Солнца.
Основная масса вещества Солнечной системы (исключая са-
мо Солнце) содержится в девяти больших планетах. Все они
движутся по орбитам, близким к кеплеровым, плоскости ко-
торых наклонены к плоскости солнечного экватора под неболь-
шими углами, за исключением орбит Меркурия (7°) и Плуто-
на (19°). Вращение Солнца вокруг своей оси и обращение пла-
нет вокруг него происходят в одном направлении. Расстояния
между орбитами планет закономерно возрастают по мере уда-
ления от Солнца.
Орбиты Меркурия и Плутона отличаются от орбит других
планет большими наклонами к эклиптике и большими экс-
центриситетами. Что касается Плутона, то он предположитель-
но является не большой планетой, а самым крупным астеро-
идом из внешнего астероидного пояса (пояса Койпера). Для
Меркурия положение иное. Сейчас получила широкое распро-
странение идея о том, что Меркурий был когда-то спутником
Венеры.
Эта гипотеза родилась в конце XIX в. К гипотезе не отно-
сились серьезно до тех пор, пока первые полеты космических
аппаратов к Меркурию не выявили ряд особенностей его вну-
треннего строения, которые трудно объяснить предположени-
ем, что Меркурий сформировался на своей орбите, как и дру-
гие планеты. Более того, точные расчеты процесса формиро-
вания планет привели к заключению, что Меркурий вообще
не мог образоваться там, где он сейчас находится. Были про-
ведены соответствующие расчеты и сделаны предположения,
66
что Меркурий образовался как спутник Венеры на орбите с
большой полуосью около 400 000 км (большая полуось орби-
ты Луны — 385 000 км). Большая масса Меркурия обуслови-
ла значительно большие приливные эффекты, чем в системе
Земля — Луна. Это обеспечило быстрое замедление вращения
и Венеры, и Меркурия и быстрый разогрев их недр. Прилив-
ное воздействие Земли на систему Венера — Меркурий при-
вело, в частности, к тому, что когда Венера находится в ниж-
нем соединении (т. е. между Солнцем и Землей), она всегда
повернута к Земле одной и той же стороной. Это приводит к
увеличению полной энергии системы Венера — Меркурий и
ее распаду. Меркурий становится самостоятельной планетой.
Малые планеты, или астероиды, имеют диаметр от 1 до
1000 км. Их общая масса, несмотря на огромное их число, не
превышает 1/100 массы Земли. Орбиты большинства астеро-
идов расположены между орбитами Марса и Юпитера, обра-
зуя пояс астероидов (рис. 45). Орбиты некоторых из них силь-
но вытянуты. Так, астероид Гидальго удаляется от Солнца за
пределы орбиты Сатурна, а Икар заходит внутрь орбиты Мер-
курия. Некоторые астероиды могут сближаться с Землей. На-
пример, в 1976 г. Икар приблизился к Земле на расстояние
всего 7 млн км. Хотя есть сообщения, что некоторые неболь-
шие астероиды заходили внутрь орбиты Луны, столкновение
Земли с астероидом настолько маловероятно, что происходит
раз в несколько сотен миллионов лет. В настоящее время не-
известно ни одного астероида, столкновение с которым может
произойти в сколько-нибудь обозримое время.
Кроме известного с начала XIX в. пояса астероидов меж-
ду Марсом и Юпитером, на краю Солнечной системы за орби-
той Нептуна находится еще один пояс астероидов — пояс Кой-
пера. Обнаружение этих астероидов чрезвычайно сложная за-
дача. Они очень далеки от Солнца и очень слабы. Тем не ме-
нее уже открыто более 100 объектов пояса Койпера. По мне-
нию многих исследователей, Плутон является самым большим
представителем этого семейства астероидов.
Еще дальше, в пределах 100 000 а. е., расположено Обла-
ко Оорта, которое иногда называют банком комет. Сами буду-
щие кометы представляют собой
включениями твердых частиц,
водяного, водородного и углево-
дородного снега. Это остатки
того материала, из которого об-
разовались планеты. Время от
времени в результате столкнове-
ний между собой или под дейст-
вием возмущений со стороны
ближайших звезд отдельные
глыбы изменяют свое движение
глыбы «грязного», т. е. с
Юпитер	Нептун
Марс Сатурн Уран
Рис. 45. Строение астероидных
поясов.
пояс
астероидов	пояс
кометные пояса Копейра
3*
67
и попадают в центральные области Солнечной системы. Если
этим телам придется «встретиться» с Нептуном, Ураном, Са-
турном или Юпитером, они могут быть выброшены в область
внутренних планет. Так возникают кометы.
Орбиты комет отличаются разнообразием. Как правило, они
очень сильно вытянуты (иногда практически неотличимы от
параболических). Не исключено, что эти кометы покидают
Солнечную систему. В то же время не обнаружено ни одной
кометы, орбита которой была бы гиперболической, т. е. та-
кой, которая заведомо пришла бы к нам из другой планетной
системы. Встречаются также кометы, орбиты которых близки
к круговым (например, комета Швассмана — Вахмана дви-
жется между орбитами Марса и Юпитера). Среди комет встре-
чаются объекты, движущиеся по орбите в направлении, обрат-
ном движению планет (в том числе известная комета Галлея).
Метеорные тела (размером от долей миллиметра до кило-
метра в диаметре) и межпланетная пыль (частички, размер
которых не превышает сотни микрометров) заполняют прак-
тически все пространство Солнечной системы. Метеорные те-
ла и пыль образуются при распаде комет, при столкновениях
астероидов между собой, а также между кометами и мелки-
ми телами. Мелкие метеорные тела и пылинки недолговечны.
Световое давление и солнечный ветер* оказывают на них тор-
мозящее действие, и они медленно падают на Солнце. На рас-
стоянии в несколько радиусов Солнца метеорные тела нагре-
ваются до тысячи кельвин и испаряются. Для больших мете-
оритов этот процесс практически незаметен. Для пылинки раз-
мером в доли миллиметра он продолжается столетия, а час-
тички размером в несколько микрометров просто «выметают-
ся» давлением света из пределов Солнечной системы.
§ 12.	ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ
ПЛАНЕТ ГРУППЫ ЗЕМЛИ
Изучение конкретных тел, входящих в состав Солнечной
системы, начнем с больших планет. По своим характеристи-
кам (размерам, массам, скорости вращения вокруг оси, хими-
ческому составу планет и их атмосфер) они делятся на две
большие группы: группу планет типа Земли и группу Юпите-
ра (они же планеты-гиганты). Эти группы как бы разделены
поясом астероидов.
К первой группе (группе Земли) относятся четыре бли-
жайшие к Солнцу планеты — Меркурий, Венера, Земля и
‘Солнечный ветер — поток частиц, испаряющихся с поверхности Солн-
ца (подробнее см. § 22).
68
Марс, а также Луна, которая хотя и является спутником Зем-
ли, но ее характеристики близки к характеристикам планет
этой группы.
Все планеты группы Земли обладают сравнительно неболь-
шими массами и размерами, но их плотность достаточно ве-
лика: она лежит в пределах от 3,5-103 до 5,5-103 кг/м3. Пла-
неты этой группы либо полностью (Луна, Меркурий) лишены
атмосферы, либо имеют малопротяженную и не очень плот-
ную атмосферу, масса которой составляет лишь ничтожную
долю массы планеты. Основным химическим соединением в
этих атмосферах является углекислый газ (Венера, первичная
атмосфера Земли, Марс). Современный состав атмосферы Зем-
ли обусловлен жизнедеятельностью зеленых растений.
Все планеты этой группы обладают сходным строением, раз-
личия объясняются разной массой планет (см. вклейку I). Луч-
ше всего исследовано строение Земли. По современным дан-
ным в центре планеты располагается внутреннее ядро (субъ-
ядро) радиусом около 1300 км. Вещество в субъядре находит-
ся в твердом состоянии, его температура около 4500 К, дав-
ление в нем 3*1014 Па, плотность около 12-103кг/м3. Относи-
тельно химического состава субъядра единого мнения в науке
нет: по одним теориям он совпадает с химическим составом
верхних слоев Земли, по другим внутреннее ядро состоит из
железа с примесью серы и никеля. Внутреннее ядро окруже-
но жидкой оболочкой толщиной около 2100 км. Внутреннее
ядро и оболочка составляют ядро Земли. Выше ядра располо-
жена мантия толщиной около 2900 км, а еще выше — кора,
имеющая толщину около 48 км под океаном и 40—80 км под
материками. У Меркурия нет внутреннего ядра (температура
и давление в центре планеты недостаточны для его образова-
ния), ядро невелико. О внутреннем строении других планет
этой группы известно немного. По-видимому, оно промежу-
точное между строением Земли и Меркурия. Только у двух
планет этой группы есть естественные спутники: у Земли —
один (Луна), у Марса — два (Фобос и Деймос). При этом стро-
ение Луны близко к строению Меркурия, а Фобос и Деймос
представляют собой крошечные небесные тела.
Планеты этой группы хорошо изучены, в частности, с по-
мощью космических аппаратов. Поэтому каждая планета и
Луна будут изучаться в отдельном параграфе.
§ 13.	ФИЗИЧЕСКОЕ СТРОЕНИЕ ПЛАНЕТ
ГРУППЫ ЮПИТЕРА
Основное отличие планет группы Юпитера от планет груп-
пы Земли — их существенно большие массы и размеры (их
часто называют «планеты-гиганты»). В то же время плотно-
69
сти планет этой группы значительно меньше плотностей пла-
нет земной группы. Это говорит о различии химического со-
става планет обеих групп. Все планеты группы Юпитера об-
ладают мощными атмосферами, в их спектрах хорошо видны
полосы поглощения метана и аммиака. Однако основными ком-
понентами атмосфер этих планет являются водород и гелий.
Отсутствие линий поглощения этих элементов объясняется тем,
что при условиях, царящих в атмосферах планет-гигантов, они
видны только в далекой ультрафиолетовой области спектра,
недоступной для наблюдений с Земли. Легкообнаруживаемые
аммиак и метан составляют в действительности не более 0,1%
массы атмосферы планет-гигантов.
Все планеты этой группы вращаются значительно быстрее
планет группы Земли. Причем у них отмечается интересная
закономерность. Период вращения экваториальных областей
значительно меньше периода вращения вблизи полюсов. Та-
кой закон вращения наблюдается и у Солнца. По-видимому,
он характерен для газообразных тел. Поэтому следует ожи-
дать, что если у этих планет и есть твердые ядра, то они не-
велики по сравнению с их мощными атмосферами.
Если среди планет группы Земли только сама Земля обла-
дает значительным магнитным полем, то для планет группы
Юпитера характерны очень сильные, намного более сильные,
чем у Земли, магнитные поля. Это связано с более быстрым
вращением этих планет.
У всех планет группы Юпитера есть спутники, число их
может доходить до нескольких десятков. Кроме того, они об-
ладают системами колец. Кольца Сатурна (см. вклейку III)
видны даже в школьный телескоп. Они были открыты еще в
XVII в. голландцем X. Гюйгенсом. Кольца Юпитера были от-
крыты при полете КА «Пионер» в начале 70-х гг. XX в. По-
сле этого тончайшими наземными наблюдениями были обна-
ружены кольца у Урана и Нептуна. Их существование было
подтверждено в полете КА «Вояджер».
Четкое разделение планет на две группы является важным
экспериментальным фактом, который обязательно должен быть
объяснен современной теорией происхождения и эволюции Сол-
нечной системы (см. § 35).
§ 14.	ЛУНА
Более детальное изучение планет мы начинаем с нашего
естественного спутника — Луны. Она типичнейший предста-
витель планет земной группы, ближайшее к нам и наиболее
изученное (наблюдения с Земли, АМС, экспедиции) небесное
тело. Луна обращается вокруг Земли по эллиптической орби-
те со средним расстоянием 384 000 км.
70
Периоды ее вращения вокруг оси и обращения вокруг Зем-
ли строго совпадают, вследствие этого Луна обращена к Зем-
ле всегда одной и той же видимой стороной. Та сторона, ко-
торая никогда не видна с Земли, называется обратной. Обе
стороны значительно отличаются друг от друга (см. вклейку I),
впрочем, не больше, чем океаническое и материковое полуша-
рия Земли. Если на Луну смотреть невооруженным глазом, то
она видна как небольшой (угловой диаметр 0,5°) серебристый
диск.
В действительности Луна очень темное тело: она отражает
только 7,3% падающего на него света. Цвет ее поверхности,
как свидетельствуют астронавты, сильно зависит от условий
освещенности, но в основном он темно-коричневый, иногда с
зеленоватым оттенком. Цветовые контрасты на Луне очень сла-
бы. Поверхность Луны делится на участки светлые — мате-
рики, темные — моря. Последние и образуют рисунок чело-
веческого лица, который мы различаем в полнолуние. В лун-
ных морях никогда не было воды, они представляют собой
огромные впадины глубиной до 3 км, дно которых покрыто
темной лавой. Моря занимают около 40% площади видимой
стороны. На обратной стороне Луны морей практически нет
(только небольшие моря — Море Мечты и Море Москвы), но
есть подобные морям понижения, не покрытые лавой. Назва-
ния «материки» и «моря», данные Г. Галилеем, до сих пор
применяются к светлым и темным пятнам, которые мы ви-
дим на поверхности других планет группы Земли.
Наиболее характерной деталью лунного рельефа являются
кольцевые горы — кратеры (см. вклейку I и рис. 46). Разли-
чие между кратерами и цирками в том, что у цирков нет цен-
тральной горки. Кратеров на Луне очень много: только на ви-
димой стороне и только кратеров с диаметром более 3,5 км
насчитывается около 17 000. На об-
ратной стороне число кратеров зна-
чительно больше. С уменьшением
диаметра их число быстро возраста-
ет. Кратеры в основном расположены
на материке. В морях их меньше,
кроме того, многие из них залиты
лавой. Все крупные детали рельефа
Луны получили собственные имена
и названия (см. вклейку I). Большин-
ство их было дано в XVII в. польским
астрономом Я. Гевелием. Для морей
он выбрал произвольные названия
(Море Ясности, Океан Бурь и др.),
кратерам дал имена крупнейших
ученых (Птолемей, Коперник, Арис-
тарх И др.), горным цепям — назва- Рис. 46. Кратеры и цирки.
71
ния земных гор (Апеннины, Альпы, Кавказ). Эти названия
утвердились, и только в 1972 г. к ним добавилось новое:
место прилунения первой лунной экспедиции было названо
Морем Познанным.
На правах первооткрывателей ученые СССР дали названия
объектам обратной стороны Луны. Моря были названы Морем
Москвы и Морем Мечты, кратеры получили имена крупней-
ших ученых и космонавтов (Циолковский, Ферми, Королев,
Гагарин и др.).
Луна полностью лишена атмосферы, и на ее поверхности
наблюдается колоссальный перепад температур. Грунт Луны
обладает исключительно малой теплопроводностью; поэтому он
быстро нагревается лучами Солнца до температуры около 120 °C,
но стоит зайти Солнцу или данному участку поверхности по-
пасть в тень, как температура стремительно падает до—180°C.
Из-за отсутствия атмосферы поверхность Луны подвергается
непрерывной метеоритной бомбардировке. Ведь даже самые
маленькие метеориты, масса которых измеряется долями грам-
ма и миллиграммами, достигают поверхности Луны (на Зем-
ле они сгорают в верхних слоях атмосферы) и врезаются в нее
со скоростью не менее 2 км/с. Кроме того, поверхность Луны
подвергается непрерывным воздействиям солнечного ультра-
фиолетового, рентгеновского и корпускулярного излучений.
Эти воздействия приводят к раздроблению горных пород и об-
разованию реголита — грунта, не имеющего земных аналогов.
Результаты исследования образцов, доставленных на Зем-
лю, показали, что реголит состоит из спекшихся микроскопи-
ческих обломков горных пород. В нем были найдены хорошо
известные минералы вроде полевого шпата, образовавшиеся в
условиях полного отсутствия свободной воды. Новых минера-
лов обнаружено очень мало. Химический анализ реголита так-
же не дал ничего сенсационного. Реголит отличается от зем-
ных пород главным образом очень малым количеством связан-
ной воды.
Как показало определение возраста лунных пород, совре-
менный облик Луны сформировался 3,5 млрд лет назад. Ког-
да заканчивалось образование планет, на их поверхности вы-
падало очень большое количество метеоритов и астероидов, в
том числе и огромных. Сталкиваясь с поверхностью образую-
щейся планеты, они взрывались и образовывали гигантские
воронки, которые отождествляются с современными лунными
кратерами. Самые большие, диаметром в десятки километров,
пробивали кору и вызывали истечение огромного количества
лавы. Так образовывались лунные моря. Сила тяжести на Лу-
не невелика, поэтому упавшие астероиды (или их остатки) ча-
стично сохранились под ее поверхностью, образуя масконы.
Вещество масконов имеет большую плотность, чем окружаю-
щее вещество лунной коры. Они искажают гравитационное по-
72
ле Луны, что проявляется в движении пролетающих над ни-
ми искусственных спутников Луны.
Интенсивная бомбардировка поверхности Луны закончи-
лась, но метеориты продолжали падать. Но большие, могущие
образовать кратер тела падают теперь на Луну чрезвычайно
редко. За все время телескопических наблюдений образовалось
всего два или три новых небольших кратера, да и то полной
уверенности в этом нет.
Аналогичные процессы происходили, очевидно, и на дру-
гих планетах, в том числе и на Земле. Но на Земле воздух и
вода сглаживают следы страшных катастроф, и к настояще-
му времени геологи нашли только несколько «звездных ран»
на поверхности нашей планеты. Так, Гудзонов залив в Север-
ной Америке является следом падения несколько миллионов
лет назад небольшого астероида.
Благодаря АМС и экспедициям стало возможно изучение
Луны геологическими и геофизическими методами. Основной
вывод заключается в том, что Луна застыла на той стадии эво-
люции, которую Земля проходила около 3,5 млрд лет назад.
Следы этой стадии на Земле были стерты бурными геологиче-
скими процессами, которые на Луне (из-за ее малой массы)
давно прекратились. Именно то, что Луна позволяет нам изу-
чить ранние стадии эволюции планет земной группы, делает
ее исследование столь важным.
§ 15.	МЕРКУРИЙ
Как и другие планеты, Меркурий представляется земному
наблюдателю яркой звездой, светящейся спокойным светом,
периодически появляющейся к западу или востоку от Солн-
ца. Поскольку он никогда не удаляется от Солнца более чем
на 28°, наблюдать его довольно трудно. Меркурий обращает-
ся вокруг Солнца за 88 земных
суток, а период вращения вок-
руг оси составляет точно 2/3 этой
величины, т. е. Меркурий за два
года делает три оборота вокруг
своей оси.
Орбита Меркурия сильно вы-
тянута (рис. 47), поэтому в пе-
ригелии (наименьшее расстояние
от Солнца) планета движется на-
много быстрее, чем в афелии (на-
ибольшее расстояние от Солнца).
Приводит это к замечательному
эффекту. На долготах 0° и 180°
в течение одних суток можно на-
Рис. 47. Движение Меркурия по
орбите за 1,5 оборота.
73
Рис. 48. Меркурий.
блюдать три восхода и три захо-
да Солнца. Правда, это бывает
только тогда, когда Меркурий
проходит перигелий и только
на указанных долготах.
Меркурий — ближайшая к
Солнцу планета (его расстояние
от Солнца в 2,5 раза меньше,
чем от Земли), что определяет
своеобразность физических ус-
ловий на его поверхности. Внеш-
не он очень похож на Луну
(рис. 48). Его поверхность так-
же усеяна кратерами, есть море,
наблюдаются и другие харак-
терные для Луны формы рель-
ефа. В полуденной точке, т. е.
там, где Солнце стоит в зените,
температура достигает 750 К
(450 °C), а к полуночи падает
до 80—90 К (-180 °C). Еще
более интенсивная бомбардиров-
ка поверхности, обусловленная
близостью к Солнцу, определяет сходство лунного и меркури-
анского реголитов. Меркурий, как и Луна, лишен атмосферы,
что обусловлено его малой массой.
Известно, что температура характеризует среднюю кинети-
ческую энергию, или среднюю скорость, хаотического движе-
ния молекул газа. Но в газе всегда имеются молекулы, ско-
рость которых как меньше, так и больше и даже много боль-
ше средней скорости. Молекула, скорость которой равна или
больше второй космической скорости, покидает планету. Столк-
новения молекул газа приводят к тому, что доля молекул, ко-
торые могут покинуть планету, остается все время постоянной
(она определяется температурой газа). Таким образом, атмо-
сфера любой планеты рассеивается в пространстве, и рано или
поздно любая планета лишается своей атмосферы. Темп этого
процесса зависит от отношения второй космической скорости
к средней скорости молекул. Если это отношение равно деся-
ти, то для рассеяния атмосферы понадобятся десятки милли-
ардов лет, если четырем, то сотни миллионов, если двум, то
несколько часов. Расчеты показывают, что ни у Луны, ни у
Меркурия атмосфера не могла сохраниться.
Тем не менее атмосфера у Меркурия существует! Правда,
она совсем не похожа на земную. Прежде всего она крайне
разрежена. Ее давление в 5-10п раз меньше, чем на поверх-
ности Земли. Атмосфера Меркурия подобна текущей реке. Она
непрерывно пополняется за счет захвата атомов солнечного ве-
74
тра и непрерывно рассеивается. В среднем каждый атом ге-
лия удерживается у поверхности Меркурия в течение 200 дней.
Число атомов во всей атмосфере на 1 см2 поверхности плане-
ты не более 4*1014 (на Земле — 1025) атомов гелия и в 30 раз
меньше атомов водорода. Отметим, что современная техника
не способна достичь такого вакуума.
§ 16.	ВЕНЕРА
Либо незадолго до восхода на востоке, либо после захода
Солнца на западе можно увидеть очень яркую звезду. Люди с
очень острым зрением могут заметить, что эта «звезда» ино-
гда выглядит крошечным лунным серпом. Это планета Венера.
Венера по своим физическим характеристикам во всем
подобна Земле (см. Приложение II). Она имеет практически
те же массу и радиус, а также атмосферу, открытую еще
М. В. Ломоносовым. Сплошной слой облаков Венеры обуслов-
ливает ее исключительную яркость и скрывает от нас ее по-
верхность. Только развитие радиоастрономических исследова-
ний, завершившихся построением радиокарты Венеры (атмо-
сфера практически прозрачна для радиоволн), и осуществле-
ние ряда полетов АМС, увенчавшихся посадками на планету
и передачей изображений ее поверхности (рис. 49), позволи-
ли достаточно полно исследовать нашу небесную соседку.
Полеты АМС серии «Венера», спуск и посадка аппаратов
на поверхность планеты позволили точно определить химиче-
ский состав атмосферы и поверхностных слоев, температуру и
Рис. 49. Поверхность Венеры по снимкам АМС.
75
давление на поверхности Венеры. Оказалось, что ее атмосфе-
ра состоит практически из чистого (97%) углекислого газа с
небольшой примесью азота (~3%), кислорода и водяного па-
ра (менее 0,1%). Температура около 750 К (480 °C), она прак-
тически не зависит ни от времени суток, ни от широты мес-
та. Давление на поверхности в 90 раз превышает давление
земной атмосферы на уровне моря.
Почему же две похожие планеты обладают разными атмо-
сферами? Первоначальные атмосферы Венеры, Земли и Мар-
са были близки по своему химическому составу, но на Вене-
ре было меньше воды, так как она формировалась ближе к
Солнцу. По той же причине температура на ее поверхности
изначально была выше. Кроме того, вращение Венеры очень
быстро затормозилось (сейчас период обращения Венеры во-
круг своей оси равен 243,16 земных суток, при этом она вра-
щается в сторону, противоположную движению планеты во-
круг Солнца), поэтому на Венере не появилось магнитное по-
ле. Большое количество воды на Земле привело к раннему по-
явлению океанов и развитию на ней жизни. Углекислый газ
растворяется в океане, и слабая кислота, которая при этом
возникает, связывается горными породами. Кроме того, неко-
торые живые существа поглощают углекислый газ. Растения
разлагают его, выделяя кислород, а углерод связывается в ви-
де залежей угля и у г лерод со держащих пород. Основная часть
поглощенного углерода идет на создание раковин и известко-
вых скелетов простейших организмов, образующих известня-
ки. В них углерода в 100 000 раз больше, чем в современной
атмосфере Земли.
Большое значение имеет отсутствие магнитного поля на Ве-
нере. В верхних слоях атмосферы ультрафиолетовое излуче-
ние Солнца расщепляет молекулу воды на ион водорода (Н+)
и ион гидроксила (ОН-). Тепловая скорость иона водорода в
4,5 раза больше скорости молекулы воды. Он свободно поки-
дает Венеру. Так Венера очень быстро потеряла весь свой во-
дород, а следовательно, и воду. Кислород же связан горными
породами. Весь выделившийся из недр углекислый газ остал-
ся в атмосфере. Иное положение на Земле, имеющей доста-
точно сильное магнитное поле. Ион (заряженная частица) не
может двигаться поперек магнитных силовых линий, а следо-
вательно, не может покинуть Землю. Темп потери водорода
резко замедлен, и вода на Земле сохранилась.
Углекислый газ практически прозрачен для видимого све-
та, но очень сильно поглощает инфракрасное излучение. По-
этому атмосфера Венеры играет роль своеобразного «одеяла».
Свет Солнца свободно достигает поверхности планеты и нагре-
вает ее. В свою очередь, нагретая поверхность отдает энергию
в виде инфракрасного излучения, которое поглощается атмо-
сферой и нагревает ее. Это явление называется парниковым
76
эффектом, оно аналогично наблюдаемому в парниках и теп-
лицах, где роль атмосферы играет стеклянная крыша. Подроб-
но мы рассмотрим этот эффект в главе V при обсуждении
вопроса о распространении процесса передачи энергии в веще-
стве.
При наблюдениях с Земли представляется, что Венера за-
крыта плотным слоем облаков, аналогичных земным. Наблю-
дения на поверхности Венеры показывают, что это, скорее,
дымка тумана, состоящего из капелек серной кислоты. Похо-
жий, но во много раз более тонкий слой был обнаружен и в
атмосфере Земли на высоте 25—30 км. Только в атмосферном
слое Земли сами капельки в 10 раз меньше, а число их в еди-
нице объема в 100 раз меньше, чем на Венере. Наличие в ат-
мосфере большого количества серной кислоты и фиксируемые
АМС вспышки молний говорят о том, что на Венере должны
быть действующие вулканы.
Радиолокационные наблюдения установили 243-суточный
период вращения Венеры, однако снимки, сделанные с косми-
ческих аппаратов в ультрафиолетовых лучах (см. рис. 48),
показали всего четырехсуточный период. Эта загадка была
решена блестящими экспериментами, проведенными АМС
«Вега-1» и «Вега-2», с бортов которых были запущены аэро-
статы. За их движением следили с Земли с помощью радио-
технических средств. Наблюдения показали, что в атмосфере
Венеры на больших высотах дуют широтные ветры со скоро-
стями более 100 м/с. Такие ветры объясняют четырехсуточ-
ный период вращения верхних слоев атмосферы. Кроме того,
были обнаружены вертикальные хаотические движения со
скоростями до нескольких метров и даже до нескольких де-
сятков метров в секунду. Все это дает чрезвычайно важный
материал для развития теории процессов, происходящих в
атмосфере Земли.
С точки зрения геологии изучение Венеры очень важно.
Земля и Венера обладают приблизительно одинаковыми раз-
мерами и массами, образовались вроде бы в одной области Сол-
нечной системы. Между тем по многим параметрам планеты
различны. Не говоря уже об атмосферах (причины различия
которых более-менее понятны), есть различия во внутреннем
и геологическом строении планет. Поверхность Венеры харак-
теризуется равнинными районами, горами и низменностями.
Горные районы вполне можно называть материками. К ним
относятся: земля Иштар вблизи Северного полюса, земля Аф-
родиты в южном полушарии и область Бета. Горные районы
на Венере занимают всего 7% поверхности планеты. Тектони-
ка Венеры изучена слабо, тем более что все изучение основы-
вается только на формах рельефа. О сейсмических исследова-
ниях говорить не приходится. Даже существование активных
вулканов, хотя в этом никто не сомневается, основано только
77
на косвенных данных. Различия же в тектонике очень силь-
ные; в частности, на Венере не обнаружена тектоника плит.
О природе ряда объектов пока можно только догадываться.
§ 17.	МАРС
Марс — четвертая планета Солнечной системы, располо-
женная примерно в 1,5 раза дальше от Солнца, чем Земля.
Земному наблюдателю он виден как яркая звезда красного цве-
та. Год на Марсе продолжается 687 земных или 667 марсиан-
ских суток (сутки на Марсе на 37 мин длиннее земных). Пло-
скость экватора Марса наклонена к плоскости орбиты на 25°
(у Земли на 23°27'), поэтому на Марсе происходит смена вре-
мен года, аналогичная земной, только продолжительность каж-
дого времени года там вдвое больше, чем на Земле.
Поскольку Марс находится дальше от Солнца, чем Земля,
он может занимать на небе положение, противоположное Солн-
цу, тогда он виден всю ночь. Такое положение планеты назы-
вается противостоянием. У Марса оно повторяется каждые два
года и два месяца. Так как орбита Марса вытянута больше
земной, то во время противостояний расстояния между Мар-
сом и Землей могут быть различными. Раз в 15 или 17 лет
происходит Великое противостояние, когда расстояние между
Землей и Марсом минимально и составляет 55 млн км.
По своим размерам и массе Марс занимает промежуточное
положение между Землей и Луной: его радиус примерно в
2 раза, а масса в 9 раз меньше земных. Атмосфера Марса
очень разрежена, большая ее часть уже рассеялась, из-за от-
сутствия магнитного поля потеряна и почти вся вода. Атмо-
сфера Марса состоит в основном из углекислого газа с приме-
сью азота (2,5%) и аргона (1,52%). Атмосферное давление око-
ло 6 гПа, оно сильно зависит от высоты места и не превыша-
ет 12 гПа.
На фотографии Марса, сделанной с космического телеско-
па Хаббла, хорошо видны характерные особенности планеты.
На красном фоне марсианских пустынь отчетливо видны го-
лубовато-зеленые моря и ярко-белая полярная шапка (см.
вклейку II). Знаменитых каналов на снимке не видно. При та-
ком увеличении они действительно не видны. После того как
были получены крупномасштабные снимки Марса, загадка мар-
сианских каналов была окончательно разрешена: каналы пред-
ставляют собой оптическую иллюзию.
Поверхность Марса напоминает пустыни Земли (см. вклей-
ку II). Красный цвет марсианских песков обусловлен большим
количеством окислов железа. Размер песчинок очень мал —
всего 1—50 мкм. Такие песчинки даже в сверхразреженной
атмосфере Марса могут подниматься на высоту в несколько
78
километров и парить в воздухе долгое время. Этим объясня-
ются пылевые бури на Марсе. Они бывают настолько сильны-
ми, что поднятая ветрами пыль образует гигантские пылевые
облака, закрывающие многокилометровым слоем практически
всю поверхность планеты.
Это не противоречит тому, что другие наблюдения пока-
зывают, что частицы, образующие пески, имеют размеры до
1 мм. Просто мельчайшие частицы под действием электриче-
ских сил слипаются в весьма рыхлые образования, которые
легко разрушаются ветром.
Как выяснилось, и сами моря Марса, и их сезонные изме-
нения вызваны сильными сезонными ветрами, темный цвет
морей обусловлен длинными рядами барханов или дюн. Тем-
пература на поверхности Марса в среднем ниже О °C. Только
в отдельные моменты на экваторе она может подниматься до
+23 °C, но к полуночи она понижается до -90 °C, зимой на
полюсах — до —125 °C, тогда из атмосферы выпадает снег в
виде замерзшей углекислоты («сухой лед»). Большой интерес
вызывает вопрос о наличии воды на Марсе. В жидком виде
вода на его поверхности существовать не может (слишком низ-
кое давление и низкая температура), но определенное количе-
ство воды может сохраняться в слоях вечной мерзлоты. По-
видимому, полярные шапки Марса содержат очень большое
количество водяного льда. При падении больших метеоритов
лед плавится и вода выливается на поверхность. Так интер-
претируется ряд снимков, полученных с искусственных спут-
ников Марса.
Обнаружение русел высохших рек (рис. 50) на снимках
Марса дает возможность предполагать, что в прошлом на Мар-
се были периоды более теплого климата. Тогда в атмосферу
поступало большое количество водяного пара, что приводило
к парниковому эффекту и увеличению давления атмосферы до
100, а может быть, и до 1000 гПа. В пользу этого предполо-
Рис. 50. Русла высохших рек на Марсе.
79
жения говорит и обнаружение на Марсе множества форм ре-
льефа, которые образованы текущей водой.
Большой интерес вызывал вопрос о возможности сущест-
вования жизни на Марсе. Проведенные в 1976 г. на амери-
канских АМС «Викинг» исследования дали, по-видимому, окон-
чательный отрицательный результат. Никаких следов жизни
на Марсе не обнаружено. Поверхность Марса напоминает лун-
ную. Она усеяна кратерами, полностью подобными лунным,
но носящими следы атмосферной эрозии (см. вклейку II).
Как и другие планеты, на ранней стадии своего существо-
вания Марс подвергался метеоритной бомбардировке, но в фор-
мировании его поверхности значительную роль играли внут-
ренние тектонические силы. Об этом, в частности, свидетель-
ствует самый большой в Солнечной системе вулкан Олимп,
диаметр которого у основания более 500 км, а высота 27,5 км.
Помимо гор и вулканов, на Марсе обнаружен гигантский раз-
лом — каньон Маринера глубиной 5—6 км, шириной от не-
скольких десятков километров до 200 км и длиной 3600 км,
тянущийся вдоль экватора. Аналогичные разломы на Земле
вызваны действием тектонических сил, которые разорвали
древний единый материк Земли — Пангею, а в наше время
вызывают движение материков.
У Марса есть два небольших спутника — Фобос (рис. 51)
и Деймос (рис. 52). Их размеры 18X22 и 10X16 км соответ-
ственно. Фобос расположен от поверхности планеты на рас-
стоянии всего 6000 км и обращается вокруг нее примерно за
7 ч, что в 3 раза меньше марсианских суток. Деймос нахо-
дится на расстоянии 20 000 км.
Со спутниками связан ряд загадок. Так, неясно их проис-
хождение. Большинство ученых считают, что это сравнитель-
80
но недавно захваченные астероиды. Трудно представить себе,
как уцелел Фобос после удара метеорита, оставившего на нем
кратер диаметром 8 км. Непонятно, почему Фобос является
самым черным из известных нам тел. Его отражательная спо-
собность в 3 раза меньше, чем сажи. К сожалению, несколь-
ко полетов КА к Фобосу закончилось неудачей. Окончатель-
ное решение многих вопросов как Фобоса, так и Марса откла-
дывается до экспедиции на Марс, планируемой на начало
XXI в.
Планеты группы Земли исследованы в настоящее время до-
вольно хорошо благодаря космическим полетам АМС и экспе-
дициям на Луну. Полученные данные имеют большое значе-
ние для одной из самых «земных» наук — геологии.
§ 18.	ПЛАНЕТЫ-ГИГАНТЫ
1.	Атмосферы планет-гигантов. В группу планет-гигантов
входят Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. Последняя планета
Солнечной системы — Плутон — относится, скорее всего, к
телам, составляющим пояс Койпера, он самое крупное тело
этой группы.
Юпитер и Сатурн наблюдаются невооруженным глазом, при-
чем Юпитер уступает по блеску только Венере. Уран и Неп-
тун видны в небольшие телескопы, для наблюдения Плутона
необходим мощный телескоп.
Исследование планет-гигантов затрудняется тем, что они
расположены очень далеко. Только современные телескопы с
их потрясающей разрешающей способностью позволяют уви-
деть на Юпитере объекты, размеры которых не превышают
десятков километров. На Нептуне можно увидеть детали раз-
мером в сотни километров. Важнейшая информация о приро-
де планет-гигантов была получена с помощью ряда АМС («Пи-
онер-10», «Вояджер-1 и -2», «Галилео» и др.).
Характерными особенностями видимого диска являются па-
раллельные экватору полосы, хорошо видимые на Юпитере и
Сатурне, на фотографиях, сделанных с Земли, АМС «Вояд-
жер-2».
На снимках планет-гигантов видно, что полосы обладают
сложной структурой, представляющей цепочки вихрей. При-
мерно 150 лет назад на Юпитере было открыто Большое Крас-
ное Пятно (см. вклейку III). В наше время были обнаружены
меньшие пятна, более светлые и даже белые, не только на
Юпитере, но и на Сатурне, Уране, Нептуне. По современным
представлениям это гигантские атмосферные вихри, подобные
антициклонам на Земле. Но если на Земле такие вихри суще-
ствуют не более месяца, то Большое Красное Пятно, размеры
4 Порфирьев «Астрономия, 11 кл.»
81
которого намного превышают размеры Земли, может суще-
ствовать в атмосфере Юпитера сотни, а может быть, и ты-
сячи лет.
В декабре 1995 г. в атмосферу Юпитера вошел зонд с КА
«Галилей». На зонде были получены важные данные о струк-
туре облачного слоя Юпитера и химическом составе его атмо-
сферы. Атмосфера Юпитера в основном состоит из водорода и
гелия. Причем гелия оказалось заметно меньше, чем в пер-
вичном составе Солнца. Объясняется это тем, что гелий как
более тяжелый осаждается в нижние слои атмосферы. На до-
лю остальных элементов остается только 1% по массе. Угле-
рода и серы оказалось в 2—3 раза больше, чем в составе Солн-
ца. Результаты «Галилея» показывают, что температура ядра
у Юпитера, по-видимому, не менее 20 000 К.
В июле 1994 г. с Юпитером столкнулась комета Шумейке-
ра—Леви. Всего с Юпитером столкнулось 20 фрагментов. При
столкновении с самым большим фрагментом взрыв был эк-
вивалентен взрыву 6 миллионов мегатонных бомб. Спектро-
скопией было установлено, что в продуктах взрыва имелось
большое количество соединений серы. По-видимому, именно
соединения серы ответственны за окраску деталей планеты. К
сожалению, фрагменты кометы падали на невидимую с
Земли сторону планеты и только через несколько часов они
попадали в зону видимости.
Полученные для Юпитера данные экстраполируются на дру-
гие планеты-гиганты. В 2004 г. к Сатурну приблизится и ста-
нет его искусственным спутником космический аппарат «Кас-
сини». Его спускаемый зонд будет отправлен на спутник Са-
турна Титан — единственный в Солнечной системе спутник,
обладающий атмосферой.
2.	Внутреннее строение планет-гигантов. Внутреннее стро-
ение планет-гигантов показано на вклейке III. Структура име-
ет вид оболочек. Различия в строении возникают из-за разно-
родности масс. Верхний слой облаков планет представляется
видимой поверхностью. Облака состоят из капель и кристал-
лов жидких и твердых метана и аммиака. Несмотря на то что
полосы метана и аммиака в спектрах планет хорошо заметны,
их содержание в атмосфере составляет не более 5 • 10-2%. Ни-
же облаков лежит слой газожидкой атмосферы. Далее следу-
ют слои молекулярного водорода и металлического водорода.
Эти состояния вещества в земных условиях получить невоз-
можно.
Наконец, в самом центре планеты расположено металлоси-
ликатное ядро. В нем нет водорода, но, возможно, есть лед,
несмотря на температуру 23 000 К. Объясняется это громад-
ным давлением, достигающим 5 • 1011 Па. Строение Сатурна та-
кое же, но толщина слоев намного меньше (как намного мень-
ше и размеры планеты).
82
Строение Урана и Нептуна очень простое, поскольку их
массы намного меньше. У них только три оболочки: атмосфе-
ра, мантия из льдов и металлосиликатное ядро.
3.	Спутники планет-гигантов. Планеты-гиганты обладают
развитыми системами спутников. Так, Юпитер и Уран имеют
по два десятка, а Сатурн почти три десятка спутников. Боль-
шинство из них — это небольшие (максимум десятки кило-
метров в поперечнике) ледяные глыбы. Но некоторые пред-
ставляют большой научный интерес. Мы остановимся подроб-
нее только на них.
Ио (см. вклейку IV) — ближайший к Юпитеру спутник из
четырех, открытых Галилеем, диаметр его немного больше Лу-
ны. Это единственное тело Солнечной системы, на котором на-
блюдается активный вулканизм*. В 1979 г. АМС «Вояджер-2»
обнаружил на Ио восемь действующих вулканов. По крайней
мере один из них продолжает извергаться до настоящего вре-
мени. Причина вулканизма — разогрев недр приливным тре-
нием, вызванным притяжением Юпитера и его крупнейших
спутников — Европы и Ганимеда.
Следующий за Ио спутник Юпитера — Европа (см. вклей-
ку IV). Уже первые снимки с «Вояджера» привлекли внима-
ние к этому спутнику. На Европе была обнаружена густая сеть
пересекающихся линий. Более подробное изучение поверхно-
сти Европы, проведенное, в частности, АМС «Галилей», пока-
зало, что поверхность Европы представляет собой гигантский
ледяной покров, разбитый многочисленными трещинами. Тол-
щина покрова пока неизвестна. По разным оценкам, она со-
ставляет от 10 до 20 км. Правда, в последнее время считает-
ся, что толщина ледяного покрова существенно меньше.
Несколько лет назад было обнаружено, что в трещинах на-
блюдается движение огромных ледяных глыб, что интерпре-
тируется как признак наличия на Европе жидкой воды. На-
личие жидкой воды является необходимым условием сущест-
вования жизни. Однако никаких исследований, которые мог-
ли бы подтвердить или опровергнуть это предположение, про-
вести в настоящее время невозможно.
Спутник Сатурна — Титан и спутник Нептуна — Тритон
привлекают внимание исследователей тем, что на них имеет-
ся плотная атмосфера, состоящая главным образом из азота.
4.	Кольца планет-гигантов. Характерной особенностью пла-
нет-гигантов являются кольца. Наиболее хорошо развиты
кольца у Сатурна (см. вклейку III), они открыты еще Галиле-
ем и Гюйгенсом в начале XVII в. Кольца Урана (рис. 53) и
Нептуна открыты наземными наблюдениями; кольцо Юпите-
*Вулканы на Венере не наблюдаются. Их существование установлено по
косвенным признакам.
4*
83
ра, расположенное практически
в плоскости его экватора, слиш-
ком тонкое, чтобы его можно
было наблюдать с Земли; оно
сфотографировано АМС «Пио-
нер-10».
Еще Максвелл установил,
что кольца не могут быть сплош-
ными. Они состоят из незави-
симо двигающихся отдельных
обломков, главным образом из
водяного льда. Размер колец
Сатурна около 60 000 км, а
толщина не более 20 м. Кольца
состоят из мелких частиц раз-
мерами от долей миллиметра
Рис. 53. Кольца Урана.	Д° Ю—25 м. Скорости частиц
уравнены с высокой точностью,
и их столкновения происходят с относительной скоростью в
несколько миллиметров в секунду. Частицы представляют со-
бой комки рыхлого снега. Они непрерывно разрушаются и сно-
ва объединяются в отдельные рыхлые глыбы.
Кольца представляют собой остатки того протопланетного
облака, из которого сформировались планеты и их спутники.
Вблизи массивных планет формирование массивных спутни-
ков оказалось невозможным и возникли кольца. Однако из ча-
сти материала колец сформировались и небольшие спутники,
которые движутся внутри системы колец. Именно гравитаци-
онное воздействие спутников, как движущихся внутри колец,
так и движущихся вне их, обеспечивает распад колец на тон-
кие колечки и устойчивость всей системы. Однако до сих пор
не удалось объяснить два феномена. Во-первых, на кольцах
Сатурна замечены тонкие «спицы» — поперечные полоски; по-
видимому, это действие электростатических сил, хотя точный
механизм неизвестен. Во-вторых, в кольцах Сатурна и Урана
замечено переплетение колец. Этот феномен пока не получил
удовлетворительного объяснения.
§ 19.	АСТЕРОИДЫ И МЕТЕОРИТЫ
1.	Астероиды. Астероидами (звездоподобными) называются
малые планеты Солнечной системы, которые на снимках зве-
здного неба неотличимы от звезд (большие планеты обладают
заметными дисками).
Самые большие астероиды достигают в диаметре несколь-
ких сотен километров (диаметр Цереры около 1000 км, Пал-
лады — 608 км, Весты — 538 км; рис. 54). Тела, диаметр ко-
84
торых меньше одного километ-
ра, принято относить к метеор-
ным телам. Массы малых пла-
нет лежат в пределах от 1012 до
1,3 1021 кг (Церера), а средняя
плотность — от 3 до 8-103 кг/м3.
Для определения размеров и
формы астероидов разработаны
два метода: оптический и непо-
средственных измерений. Пер-
вый способ основан на том, что
нагретое тело излучает в инфра-
красной области спектра. Интен-
сивность зависит от температу-
Рис. 54. Сравнительные раз-
меры больших астероидов и
Луны.
ры тела: при температурах, до
которых нагревается астероид,
вся энергия излучается в инфра-
красной области спектра, где из-
лучение Солнца невелико. В видимой же области спектра все
излучение астероида есть отраженное излучение Солнца, энер-
гию которого мы можем вычислить. Запишем теперь два урав-
нения:
EOTp=ccES, Еинф=(1-а)Е5,
где Е — энергия солнечного излучения, падающего на едини-
цу площади астероида (эта величина вычисляется по извест-
ным данным); Еотр — энергия, отраженная астероидом; Еинф —
энергия, излучаемая астероидом в инфракрасной области спе-
ктра (обе величины непосредственно измеряются). В двух урав-
нениях две неизвестные величины, которые нужно вычислить:
S — площадь поверхности астероида и а (альбедо) — отража-
тельная способность астероида, т. е. та доля энергии падаю-
щего излучения, которую он отражает. Решение этих уравне-
ний позволяет определить размеры астероида и отражатель-
ную способность его поверхности.
Яркость астероида, как правило, меняется со временем. Ис-
следуя эти изменения, можно реконструировать и форму ас-
тероида.
Другой метод — метод непосредственного измерения раз-
меров астероидов — основан на том, что современная теория
движения планет позволяет проводить расчеты с такой точно-
стью, что если астероид проходит между какой-нибудь звез-
дой и Землей, то можно вычислить движение тени астероида
по поверхности Земли. Для наблюдателя, попавшего в эту тень,
происходит затмение звезды астероидом. На пути тени распо-
лагают ряд телескопов, направленных на звезду. В момент на-
чала затмения она гаснет, в момент окончания снова вспыхи-
вает. Зная скорость и направление движения тени, можно оп-
85
ределить размеры астероида, а сопоставляя измерения ряда
наблюдателей, — и его форму. Следует заметить, что посколь-
ку звезды бесконечно далеки, то от них идет параллельный
пучок света, т. е. тень астероида точно соответствует его фор-
ме. Оказалось, что астероиды бывают очень темными (Бамбер-
га отражает всего 3% падающего света, он темнее сажи) и
очень светлыми (Веста отражает 28%). Астероиды вращаются
вокруг своих осей довольно быстро: их периоды составляют
5—6 ч.
Форма больших, диаметрами в сотни километров, астерои-
дов близка к сферической. Мелкие астероиды имеют непра-
вильную, обломочную форму. В настоящее время с помощью
автоматических межпланетных аппаратов получено достаточ-
но большое количество снимков астероидов (см. вклейку V).
Размер астероида Гаспра — 19X12X11 км, что практиче-
ски совпадает с размером Фобоса, Матильды — 50 X 50 X 70 км,
Иды — 56 X 24 Х21 км. В 2000 г. космический аппарат «Ни-
ар» опустился на поверхность астероида Эрос (наибольший ди-
аметр 32 км). Это была экспериментальная посадка, посколь-
ку аппарат уже выработал свой ресурс. Очередную посадку на
астероид уже для подробного исследования астероида предпо-
лагается осуществить через несколько лет.
Значительный интерес для исследователей представляет ас-
тероид Гектор. Это обломок, близкий по форме к параллеле-
пипеду с длинной стороной 300 км и короткой — 20 км. Он
настолько быстро вращается (период около 7 ч), что некото-
рые исследователи выражают удивление по поводу его проч-
ности. В последние годы обнаружено, что у нескольких асте-
роидов имеются спутники — еще более мелкие астероиды.
Первым таким спутником был спутник Иды — Дактиль.
2.	Метеоры и метеориты. Если внимательно наблюдать за
звездным небом в темную ночь, то нетрудно заметить, как на
небе вспыхивает и пролетает падающая звезда. Это метеор —
вторгающееся в земную атмосферу со скоростью от 11 до
73 км/с крошечное метеорное тело — пылинка массой в до-
ли грамма. Попадая в плотные слои атмосферы на высоте 80—
30 км, метеор раскаляется из-за трения о воздух и сгорает.
Иногда он оставляет за собой светящийся след из раскален-
ных газов и мельчайшей пыли. След этот хорошо виден
на экранах локаторов или визуально, если след освещен
Солнцем.
В среднем можно наблюдать до 10 метеоров в час. Но в оп-
ределенные периоды число метеоров резко возрастает. Земля
проходит через метеорный поток. Метеорный поток — это груп-
па метеоров, движущихся по очень близким орбитам. Обычно
это группа метеорных тел, образовавшихся при распаде коме-
ты. Поскольку они движутся по параллельным путям, то ка-
жется, что они вылетают из одной точки неба (аналогично ка-
86
жется, что железнодорожные рель-
сы сходятся к горизонту в одной
точке), которая называется «ради-
ант». Наиболее интенсивны пото-
ки Аквариды (19 мая), Персеиды
(5—18 августа), Леониды (20—24
октября). Называются они по со-
звездию, в котором находится ра-
диант (соответственно Водолей, Пер-
сей, Лев).
Если в атмосферу вторгается те-
ло большой массы (сотни граммов
и больше), то наблюдается болид
(рис. 55), представляющий собой
летящий огненный шар с хвостом.
Рис. 55. Падение болида.
Нередко болид сопровождается громовыми ударами и очень
редко характерным шелестящим звуком. Если вам посчастли-
вится наблюдать болид, то нужно очень тщательно и подроб-
но описать явление, особенно траекторию движения
болида (если удастся определить ее относительно звезд), с ука-
занием точного времени и описание послать в Москву в Ко-
митет по метеоритам РАН.
Если в земную атмосферу влетает метеорное тело со скоро-
стью не более 22 км/с и массой в несколько килограмм, то
испарится не все вещество (при этом метеорное тело не долж-
но разрушаться); тогда оно, потеряв скорость, упадет на Зем-
лю. Упавшее метеорное тело называется метеоритом. Несмот-
ря на то что ежесуточно на Землю выпадает до 100 тонн ме-
теорного вещества, падение метеорита очень редкое событие.
О каждом таком случае нужно немедленно сообщать в Коми-
тет по метеоритам. Метеориты и лунный грунт единственные
образцы внеземного вещества, изучаемые в земных лаборато-
риях.
Метеориты могут быть железными или каменными. Желез-
ные состоят из не встречающегося на Земле сплава железа и
никеля, каменные — из хорошо видных на изломе маленьких
шариков-хондр. Химический состав их — силикаты, образу-
ющие минералы, которые в основном известны на Земле. Ми-
нералов, характерных для метеоритов, известно немного. Па-
дение метеорита настолько редкое явление, что в на-
стоящее время в музеях мира хранятся образцы не более
2000 метеоритов (в коллекции РАН примерно 160). Еще ре-
же происходят падения очень больших метеоритов размерами
в десятки, сотни и больше метров. Падая на Землю, они не
успевают затормозиться и, достигнув поверхности Земли, взры-
ваются, образуя метеоритный кратер. Один из таких кратеров
(см. вклейку V) находится в Аризоне (США). Его диаметр око-
ло 1200 м, глубина 175 м.
87
После полетов на Луну, когда метеорная гипотеза образо-
вания кратеров стала общепринятой теорией, были пред-
приняты поиски таких кратеров и на Земле. Специальные
аэро- и космические съемки помогли обнаружить 115 мете-
оритных кратеров. Возраст их превышает многие миллио-
ны лет.
В последние годы обнаружены метеориты, изотопный со-
став которых совпадает с изотопным составом вещества Луны
и Марса. По-видимому, эти метеориты образовались при па-
дении крупных метеорных тел на Луну или Марс. При этом
не исключается возможность, что отдельные фрагменты коры
Луны и Марса могут приобрести вторую космическую ско-
рость. Такие небольшие тела могут достигнуть Земли и упасть
на ее поверхность в виде метеоритов.
В отдельных метеоритах, прилетевших с Марса, обнаруже-
ны частицы, которые некоторые ученые рассматривают как
следы неких живых организмов. В настоящее время идет ожив-
ленная дискуссия по этому поводу. Обе стороны, как сторон-
ники, так и противники жизни на Марсе, приводят аргумен-
ты, которые их оппоненты опровергнуть не могут. Для реше-
ния этого вопроса просто не хватает экспериментальных дан-
ных. Остается только ожидать, когда осуществляемые и пла-
нируемые полеты к Марсу дадут материал, подтверждающий
или опровергающий существование жизни на Марсе в наше
время или в далеком прошлом.
§ 20.	КОМЕТЫ
Кометы — тела Солнечной системы, представляющиеся ту-
манным объектом специфической формы (см. вклейку V). В
комете различают голову — светящуюся туманную оболочку
с увеличением яркости к центру, где обычно наблюдается бо-
лее яркое ядро, и протяженный хвост, всегда направленный
от Солнца.
Кометы достигают громадных размеров: их головы могут
иметь диаметр в миллион километров, а хвосты — длину в
сотни миллионов километров. Угловые размеры такого хвос-
та достигают 160—180°. Гигантские кометы появляются 3—5
раз в столетие. Большинство комет существенно меньше и вид-
но только в телескоп.
Несмотря на столь внушительные размеры, массы комет
весьма малы, меньше десятимиллионной доли массы Земли.
Большая часть массы вообще сосредоточена в твердом ядре,
размеры которого, как показали сделанные в 1986 г. АМС «Ве-
га» снимки кометы Галлея, не превышают 20 км (см. вклей-
ку V). Видимые голова и хвост представляют собой газовые
образования, светящиеся под действием солнечного излучения.
88
Плотность их практически не отличается от плотности меж-
планетной среды. В 1 см3 головы или хвоста комет содержит-
ся не более 100—200 атомов и молекул.
По современным представлениям в наиболее отдален-
ных областях Солнечной системы, на расстояниях порядка
100 000 а. е., движется огромное число небольших тел, пред-
ставляющих собой комки слипшихся пылинок, окутанных во-
дородным, водяным и углеводородным снегом. Совокупность
этих тел получила название «облако комет». Образовалось оно
одновременно с Солнечной системой около 5 млрд лет назад,
т. е. в кометах сохранилось то вещество, из которого форми-
ровались планеты. Поэтому изучать кометы очень важно. От-
дельные тела движутся в облаке с очень малыми относитель-
ными скоростями (доли метра в секунду). Случайные столк-
новения могут привести к уплотнению тел, их слипанию или
разрушению.
В результате весьма длительных процессов большинство тел
облака приобретает размеры в несколько, возможно в несколь-
ко десятков, километров. Под действием ионизирующего излу-
чения и космических лучей (которые представляют собой по-
токи элементарных частиц большой энергии) в «снеге» идут
сложные химические реакции, и за миллиарды лет в нем воз-
никают сложные химические соединения. Эти тела в дальней-
шем становятся твердыми ядрами комет.
Рис. 56. Изменение хвоста кометы во время движения по орбите.
89
Периодически в результате случайных столкновений или
возмущений от ближайших звезд тело из облака комет может
быть вброшено в центральные области Солнечной системы. Ес-
ли при этом произойдет сближение с одной из планет-гиган-
тов, то возможен (и иногда осуществляется) случай, когда это
тело перейдет на орбиту, проходящую в непосредственной бли-
зости к Солнцу.
На расстоянии, примерно равном расстоянию от Солнца до
Юпитера, поверхность твердого ядра кометы нагревается на-
столько, что начинается испарение замерзших газов. По мере
приближения к Солнцу испарение усиливается и образуется
светящееся газовое облако. Под действием давления света и
солнечного ветра газы начинают двигаться от Солнца и у ко-
меты появляется хвост, также направленный от Солнца. По-
сле прохождения ближайшей к Солнцу точки орбиты темпе-
ратура на поверхности твердого ядра падает, испарение умень-
шается и постепенно хвост исчезает (рис. 56).
Но испаряются только легкоплавкие компоненты. Силикат-
ные и железные пылинки остаются, и на поверхности появ-
ляется пылевая корка, хорошо защищающая внутренние об-
ласти ядра от чрезмерного нагрева. Как хорошо видно у пе-
риодических комет, количество газа, испаряемого кометой,
уменьшается с каждым прохождением вблизи Солнца. Проч-
ность ядра уменьшается, и комета разрушается. Распад коме-
ты непосредственно наблюдался у кометы Биэлы (1848). Че-
рез несколько лет после окончательного разрушения кометы
Земля пересекла ее орбиту. В эти дни наблюдался исключи-
тельной силы «метеорный дождь». В минуту появлялось
более 1000 метеоров; наблюдатели рассказывали, что в Бер-
лине в это время стало настолько светло, что можно было
читать.
1.	Охарактеризуйте строение Солнечной системы (перечислите ее основные
элементы).
2.	Укажите основные характеристики планет группы Земли.
3.	Укажите основные характеристики планет-гигантов.
4.	Каковы особенности вращения Юпитера, Сатурна и Урана!
5.	Укажите причины появления кратеров на поверхности планет и их спут-
ников.
6.	Что такое падающая звезда!
7.	Опишите строение кометы.
8.	Почему кометный хвост всегда направлен от Солнца!
9.	Что такое метеорит!
10.	Период обращения кометы Галлея 76 лет. Минимальное расстояние от
Солнца 0,5 а. е. Определите ее максимальное расстояние от Солнца.
90
Глава V
МИР ЗВЕЗД
§ 21.	СОЛНЦЕ
1.	Физические характеристики Солнца. Ближайшая к нам
звезда — Солнце (см. вклейку VI) является одновременно и
самым ярким объектом на небе. Поток тепла и света, идущий
от него, дает возможность существовать жизни на нашей пла-
нете. Все, что происходит на Солнце, самым непосредствен-
ным образом сказывается на Земле. Уже этим определяется
наш интерес к Солнцу. Но, кроме того, Солнце является един-
ственной звездой, у которой наблюдается видимый диск, что
дает возможность детально изучать процессы, которые не мо-
гут быть исследованы у других звезд. Поэтому изучение Солн-
ца помогает нам понять природу других звезд и, наоборот,
изучение звезд помогает исследовать Солнце. Звезды (в том
числе и Солнце) представляют собой газовые (точнее, плаз-
менные) шары. С физической точки зрения они характери-
зуются тремя величинами: массой М, радиусом R и свети-
мостью L.
Полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени, на-
зывается светимостью. Поскольку Солнце является типич-
ной звездой, характеристики которой определены с максималь-
но возможной точностью, то массу, радиус и светимость дру-
гих звезд принято выражать по отношению к тем же парамет-
рам Солнца, которые в системе СИ имеют значения:
М(=2-1О30 кг, L0=4-1O26 Вт, Я0=7-1О8 м
(О — обозначение Солнца).
В последние годы получено несколько изображений звезд-
ных дисков, но трудности получения изображений и малое ко-
личество деталей не позволяют непосредственно сравнивать их
с изображением Солнца.
Солнце представляется наблюдателю в виде небольшого дис-
ка диаметром около 0,5°. Его яркость исключительно велика.
Смотреть на Солнце категорически запрещается не только
в любой оптический прибор, но даже невооруженным глазом,
так как это может привести к мгновенной и необратимой сле-
поте.
При изучении Солнца его либо фотографируют, либо прое-
цируют на специальный экран.
2.	Некоторые физические законы. В этом пункте мы ре-
шили дать формулировки, формулы и краткие объяснения ос-
новных законов излучения. Только используя эти законы, мы
получаем возможность определять физические условия в звез-
91
дах, расшифровывать процессы, в них происходящие, изучать
строение звезд. Этот пункт можно пропустить, но в дальней-
шем мы будем ссылаться на них без объяснения, сразу же
приводя полученные на их основании результаты.
Известно, что свет (электромагнитное излучение) переносит
энергию и может излучаться и поглощаться. Излучение света
происходит благодаря переходам электрона с одного энергети-
ческого уровня на другой в виде возникновения кванта света.
Переходы могут быть внутри атома, когда электрон переходит
с одного энергетического уровня на другой с более низкой энер-
гией (обратный переход — поглощение, квант исчезает, элек-
трон поднимается на другой уровень). Этот процесс подробно
рассматривается в курсе физики. В плазме излучение возни-
кает главным образом при рекомбинации ионов. Свободный
электрон переходит на один из энергетических уровней
атома.
Кроме того, в плазме имеется множество систем положи-
тельный ион — отрицательный электрон, полная энергия ко-
торых положительна и полностью подобна гравитационно-не-
связанной системе (см. § 10, п. 1). Пролетая вблизи иона, сво-
бодный электрон спонтанно или вынужденно (при взаимодей-
ствии с квантом света) переходит на другую орбиту. Отметим,
что взаимодействие с квантом может вызвать переход на более
низкую (с меньшей энергией, излучение кванта) или более вы-
сокую (с большей энергией, поглощение кванта) орбиту.
Поглощенный квант немедленно переизлучается, но летит
уже в другом случайном направлении. Процессы излучения и
поглощения описываются квантовой механикой.
При температурах более 10 000 К и плотностях более
1015 частиц в 1 см3 вещество находится в состоянии полно-
стью ионизованной плазмы.
Поглощаясь и переизлучаясь, кванты света медленно пере-
мещаются к более холодной области, неся с собой энергию и
стремясь уравнять температуры. Но рано или поздно излуче-
ние достигнет прозрачной области и выйдет из среды, в кото-
рой оно образовалось. Именно это происходит в звезде. Позд-
нее мы увидим, что в центральных областях звезды выделя-
ется энергия, которая в конце концов дойдет до ее поверхно-
сти и выйдет в пространство. Часть этого излучения достиг-
нет наших приборов и будет не только зарегистрирована, но
и проанализирована.
Поговорим о свойствах излучения. Совершенный излуча-
тель называется абсолютно черным телом. Такое тело полно-
стью поглощает все падающее на него излучение, но оно же
и излучает полученную энергию тоже в виде электромагнит-
ных волн. Свойства этого излучения зависят только от темпе-
ратуры абсолютно черного тела. Сразу скажем, что свойства
этого излучения (оно называется тепловым) практически сов-
92
падают со свойствами излучения, распространяющегося в го-
рячей плазме.
Прохождение излучения через слой вещества сопровожда-
ется поглощением излучения. В результате излучение ослаб-
ляется. Ослабление описывается формулой, называемой зако-
ном Бугера:
1=Це'.
В этой формуле I и 10 — интенсивности излучения, т. е.
количества энергии, переносимой излучением в единицу вре-
мени через единичную площадку; т — оптическая глубина*,
равная коэффициенту поглощения, умноженному на пройден-
ный в веществе путь. Коэффициент поглощения зависит от
температуры, плотности и химического состава вещества. Из
формулы закона Бугера следует, что, проходя слой, оптиче-
ская глубина которого равна единица, излучение ослабевает в
2,7 раза.
Все нагретые тела (твердые, жидкие или газообразные),
оптическая толщина которых больше единицы, испускают
электромагнитное излучение, возникающее в веществе за счет
внутренней энергии. Это излучение характеризуется непрерыв-
ным спектром и называется тепловым излучением. Его мощ-
ность определяется законом Стефана—Больцмана.
Энергия, излучаемая поверхностью нагретого тела, пропор-
циональна четвертой степени абсолютной температуры.
Поверхность площадью 1 м2 излучает ежесекундно энер-
гию, определяемую формулой
Е=<т Т4,
где сг = 5,67-10 8 Вт/(м2-К4) — постоянная Стефана—Больц-
мана.
В каждой длине волны, точнее в единичном интервале длин
волн, в центре которого расположена данная длина волны,
проходит свое количество энергии, которое определяется толь-
ко температурой. Это называется распределением энергии в
спектре звезды. Распределение энергии в спектре определяет-
ся сложной формулой. Кривая, его описывающая (рис. 57),
имеет максимум, положение которого выражается законом
Вина.
Длина волны максимума излучения обратно пропорцио
нальна абсолютной температуре излучающего тела. Положе-
ние максимума излучения определяет цвет звезды:
k=b/T.
*Т называют оптической толщиной, если говорят о поглощении в слое
вещества; если же речь идет об излучении слоя, лежащего внутри, то опти-
ческая толщина вышележащих слоев называется оптической глубиной.
93
3.	Процесс передачи энергии в веществе. В звезде проис-
ходит процесс передачи энергии в веществе. Энергия генери-
руется главным образом в центральных ее областях и посте-
пенно передается к поверхности, где и излучается в простран-
ство. Процесс передачи энергии очень сложен, но не требует-
ся точного количественного расчета — все оказывается доста-
точно просто.
Сам процесс передачи тепла описывается достаточно слож-
ным уравнением, которое так и называется — уравнением
теплопроводности. Мы запишем его в самой простой и общей
форме:
F=-I>4r-
AL
Смысл этого выражения понятен, если выразить его слова-
ми: «Количество тепла, передаваемого через единичную пло-
щадку в единицу времени (поток тепла), F пропорционально
лт
отношению т. е. скорости уменьшения температуры». Ма-
тематики называют эту величину градиентом температуры —
так будем называть ее и мы. Коэффициент пропорционально-
сти D зависит от способа передачи тепла. Называется он
коэффициентом теплопроводности.
Всего в природе существует три способа передачи тепла.
Определим их.
1.	Теплопроводность. Как известно, количество тепла —
это всего лишь сумма кинетических энергий отдельных моле-
кул, т. е. там, где температура выше, быстрых молекул боль-
ше. Сталкиваясь с соседними, более быстрые молекулы пере-
дают им свою энергию, и тепло передается в соседние, более
холодные области. Теплопроводность эффективна в твердых
94
2
Рис. 58. Конвекция
(а — в жидкости; б — в газе).
телах, менее эффективна в жидко-
стях и совершенно неэффективна в
газах. Когда же в газах или жид-
костях теплопроводность не обес-
печивает достаточно быстрый отток
тепла, градиент температуры рез-
ко возрастает за счет возрастания
температуры в горячей области. В
жидкости и газе начинается кон-
вективное движение.
2.	Конвекция. Возникает в поле
сил тяжести, если подогрев слоя
жидкости или газа идет снизу (рис. 58). Подогрев жидкости
(см. рис. 58, а) приводит к тому, что она расширяется и более
легкая жидкость поднимается, образуя конвекционную струю.
На рисунке стрелками показано движение струй жидкости.
В газах образуется не струя, а пузырь (см. рис. 58, б), в
котором температура выше, чем в окружающей среде. Размер
пузыря зависит от физических условий. В конвективной зоне
Солнца его диаметр достигает 700—800 км. Нагретый воздух
легче и поднимается под действием силы Архимеда. При подъ-
еме давление в окружающей среде уменьшается и пузырь рас-
ширяется. Поскольку теплопроводность газа мала, пузырь рас-
ширяется адиабатически, и температура в нем падает. Если
проследить за отдельным пузырем и фиксировать изменение
температуры в нем в зависимости от положения пузыря, то
обнаружится, что определенный таким образом градиент тем-
пературы имеет строго определенное значение в зависимости
от физических условий (температуры, плотности химического
состава вещества) — значение, называемое адиабатическим гра-
диентом.
Если градиент температуры окружающего газа больше ади-
абатического, то по мере подъема газ в пузыре остается более
горячим, чем окружающий газ, и пузырь продолжает подни-
маться. Если же температура окружающей среды падает мед-
ленно (градиент температуры меньше адиабатического), то пу-
зырь быстро сливается с окружающим газом, и конвекция не
возникает. При развитой конвекции значение градиента тем-
пературы только на малую величину превышает адиабатиче-
ский градиент. Пузырь в процессе движения разрушается, пе-
редавая свою энергию окружающей среде. Отметим, что кон-
векция переносит любое количество тепла. Просто при увели-
чении потока тепла увеличивается скорость конвективных те-
чений жидкости или газа.
Каждый из нас встречался с конвекцией достаточно часто.
Приведем несколько примеров. Посмотрите на закипающую,
но еще не закипевшую воду в кастрюле. Движение воды в ней
и есть конвекция в жидкости. Труднее увидеть конвекцию в
95
газах, но и это возможно. В жаркий летний день Солнце на-
гревает почву, которая, в свою очередь, нагревает воздух. Гра-
диент температуры в воздухе достаточно большой, и пузырь,
оторвавшись, поднимается вверх. Его не видно, но когда тем-
пература в пузыре падает до точки росы, начинается конден-
сация воды и появляется облако. Астроному известно прояв-
ление конвекции на Солнце — это грануляция (см. вклейку VI).
Каждая гранула представляет собой горячий пузырь, вернее
его верхнюю часть, выходящую на поверхность Солнца.
3.	Лучистый перенос. Основным способом переноса энер-
гии в газе или плазме высокой температуры (4000 К и выше)
является лучистый перенос, т. е. перенос энергии электромаг-
нитным излучением. Процесс переноса излучением определя-
ется уравнением теплопроводности, где коэффициент зависит
главным образом от коэффициента поглощения, который, в
свою очередь, определяется химическим составом, плотностью
и температурой в данном месте. При этом коэффициент теп-
лопроводности D в уравнении теплопроводности уменьшается
с увеличением коэффициента поглощения.
Количество энергии, которое может быть передано лучис-
тым переносом, небесконечно велико. Как только поток энер-
гии увеличится или увеличится коэффициент поглощения, уве-
личится и градиент температуры. Как только его значение пре-
высит адиабатический градиент, появится конвекция.
4.	Формирование наблюдаемого излучения Солнца. Фото-
сфера. Потемнение к краю. Разобьем мысленно Солнце на кон-
центрические сферы (рис. 61). Самую внешнюю сферу прове-
дем так, чтобы вышедшее с ее поверхности излучение уже
почти не поглощалось в вышележащих слоях Солнца (сфе-
ра 0 на рисунке 59). Условие «почти не поглощалось» слиш-
ком неопределенное. Поэтому таких сфер можно провести
сколько угодно, но выбирают сферу так, чтобы ее радиус был
по возможности меньшим. Некоторая неопределенность в этом
выборе не играет никакой роли. Назовем эту сферу нулевым
уровнем. От этого уровня отсчиты-
Рис. 59. Формирование на-
блюдаемого излучения Солнца.
вается вдоль радиуса геометричес-
кая глубина. Толщину каждого
следующего слоя выбираем так,
чтобы излучение, распространяю-
щееся вдоль радиуса, ослаблялось
в 2,7 раза (это число выбрано со-
гласно требованиям математичес-
кого анализа). В астрофизике при-
нято говорить, что такой слой
имеет оптическую толщину, рав-
ную единице, а поверхность сферы
1 лежит на оптической глубине,
равной единице.
96
Рассмотрим излучение, приходящее к нам от центра види-
мого диска Солнца (оно распространяется вдоль луча I). Это
излучение формируется всеми слоями Солнца. Однако вклад
в приходящее к нам излучение каждого из них неодинаков.
Небольшой вклад вносят самый поверхностный слой (его тем-
пература относительно невысокая и излучаемая энергия мала)
и самые глубокие слои (слои 4 более глубокие, см. рис. 61).
В глубоких слоях температура высокая и излучается мно-
го энергии, но большая ее часть поглощается веществом вы-
шележащих слоев. Пройдя слой, оптическая толщина которо-
го равна единице, излучение ослабляется в 2,7 раза. Как по-
казывают расчеты, подавляющая часть излучения, приходя-
щего к нам от Солнца, формируется на поверхности сферы I,
т. е. оно ослабляется по пути к наблюдателю в 2,7 раза (ос-
лабление происходит на пути от сферы 1 к сфере 0, так как
дальше поглощения нет). Интенсивность излучения определя-
ется температурой на поверхности сферы /, которая лежит на
оптической глубине, равной единице.
Слой, в котором формируется подавляющая часть излуче-
ния, приходящего к наблюдателю, называется фотосферой
звезды.
Поверхностью фотосферы (соответственно и поверхностью
звезды) условно называется уровень, излучение которого, про-
ходя в направлении к наблюдателю, ослабляется за счет по-
глощения в вышележащих слоях вещества точно в 2,7 раза.
Температура на этом уровне считается температурой Солнца,
она равна 5700 К.
Луч I (см. рис. 59) показывает направление распростране-
ния излучения, идущего к нам от центра, а лучи II—IV — от
точек, расположенных ближе к краю диска. Физические
условия в слое, ограниченном сферами 1 и 0, меняются так,
что оптическая глубина, измеренная вдоль лучей II—IV, про-
порциональна пути, пройденному в области между нулевой и
первой сферами. Как видно из рисунка, слой, из которого
приходит к нам излучение, на краю диска расположен на
меньшей геометрической глубине. Но температура вещества
уменьшается с уменьшением глубины. Поэтому от края диска
к нам приходит меньше энергии. Это и является причиной
потепления к краю. Явление потемнения к краю характерно
для любого светящегося газового шара. У твердых тел, осо-
бенно шероховатых, светящихся отраженным светом, наблю-
дается обратный эффект, который проявляется в том, что
край видимого диска Луны более яркий. В этом легко убе-
диться, посмотрев на Луну.
Требует объяснения и такое явление. Даже при наблюде-
нии в телескоп край Солнца представляется резким. В то же
время ясно, что в газе не может быть никаких граничных по-
верхностей.
97
IIA IA
Рис. 60. К объяснению резкости солнечного края.
V	На рисунке 60 показаны отдельно два луча,
\	проходящие вблизи видимого края Солнца. В
\	луче I оптическая глубина равна единице, в
\	луче II — нулю. Соответственно и излучение в
-	направлении луча I формируется на уровне фото-
I	сферы, а в луче II равно нулю. Расстояние меж-
/	ду лучами около 300 км, оно соответствует для
/	наблюдателя на Земле углу 0,5", что недоступно
L	большинству солнечных телескопов. Именно по-
<1 этому край Солнца нам кажется редким.
краи	5. Формирование наблюдаемого спектра. Теп-
олица	ловое излучение характеризуется непрерывным
спектром, т. е. при изменении длины волны ко-
личество энергии, приходящей к нам, меняется плавно. Но
реальный спектр звезды (в том числе и Солнца) характеризу-
ется большим количеством спектральных линий — тонких по-
лосок, пересекающих полосу непрерывного спектра (см. § 2 и
вклейку VI). Изучение этих линий — основной источник ин-
формации о физических процессах, происходящих в звездах.
Возникновение спектральных линий связано с тем, что атом
сильно поглощает только в определенных (для каждого вида
атомов своих) участках спектра. Поглощенная энергия сразу
же переизлучается. Но в то время как поглощается энергия,
распространяющаяся главным образом наружу, переизлучение
идет во всех направлениях, в том числе и в противоположном
первоначальному. В результате там, где в спектре находится
линия, приходит меньше излучения, и это место в спектре ка-
жется нам темным. Поскольку излучение и в спектральной
линии приходит с оптической глубины, равной единице, а
поглощение в ней намного больше поглощения в непрерыв-
ном спектре, то строение самой спектральной линии несет
информацию о более высоких слоях звезды. О том, что
ослабление интенсивности света в линии объясняется переиз-
лучением во все стороны, говорит и так называемый спектр
вспышки.
Во время полного солнечного затмения, когда диск Луны
уже закрывает диск Солнца (отрезает луч I, но еще не закрыл
луч II на рисунке 60), спектр Солнца мгновенно меняется. Ис-
чезает непрерывный спектр, а на месте темных линий погло-
щения вспыхивают яркие линии излучения. Само явление про-
должается около четверти секунды, почему его спектр и на-
зван спектром вспышки.
Наличие в-спектре линий поглощения или излучения го-
ворит только о том, что в веществе есть атомы того элемен-
та, которому принадлежит спектральная линия. Однако это
98
еще ничего не говорит о количестве этих атомов. Так, в спек-
тре Солнца самые сильные линии (т. е. самые темные) — ли-
нии ионизованного кальция (Са+), в то время как в веществе
Солнца на 1 млн атомов водорода приходится всего один атом
кальция; линий же гелия в спектре Солнца не видно вообще,
хотя его атомов в 100 000 раз больше, чем атомов кальция.
Всего в спектре Солнца наблюдается более 20 000 линий поч-
ти 80 элементов.
Наличие спектральных линий того или иного элемента в
видимой области спектра зависит главным образом от темпе-
ратуры звезды. В Приложении II приведены спектральные ха-
рактеристики некоторых типичных звезд. Мы видим, что в
звездах очень горячих и очень холодных нет линий водорода,
а в не слишком горячих нет линий гелия. Между тем точный
анализ с помощью квантовой механики, а также расчеты внут-
реннего строения звезд показали, что химический состав звезд
практически одинаков. Самый распространенный во Вселен-
ной элемент — водород. По массе его примерно 70%. На вто-
ром месте — гелий. На каждый миллион атомов водорода при-
ходится 100 000 атомов гелия (по массе около 30%). Далее
идут кислород — 700 атомов, углерод — 400 и т. д.: чем тя-
желее атом элемента, тем реже он встречается.
6.	Температура звезды (Солнца). Мы часто говорим о тем-
пературе Солнца и звезд, но это йонятие несколько отличает-
ся от привычного нам понятия температуры. Само понятие
«температура» возникает в термодинамике и применимо толь-
ко при условии термодинамического равновесия. В звезде же
такового нет. В достаточно плотных слоях звезды (в фотосфе-
ре и глубже) можно считать, что в малом объеме условие тер-
модинамического равновесия есть. Такое положение мы назы-
ваем локальным термодинамическим равновесием.
Любые сведения о звезде (Солнце) мы получаем, анализи-
руя ее излучение, главным образом ее спектр. Как же опре-
делять температуру?
На рисунке 59 показаны распределение энергии в спектре
абсолютно черного тела при разных температурах (температу-
ра обозначена у каждой кривой) и распределение энергии в
спектре Солнца. Если считать, что звезда излучает по зако-
нам излучения абсолютно черного тела, то можно определить
температуру по закону Вина. Приняв, что максимум излуче-
ния у Солнца приходится на длину волны 430 нм, получим,
что температура Солнца равна 6750 К. Но если принять, что
площади под искомой кривой Планка и под кривой распреде-
ления энергии в спектре Солнца одинаковы (выполняется за-
кон Стефана — Больцмана), то температура Солнца окажется
равной 5760 К. Для определения температуры звезды приме-
няют и другие методы, основанные на процессах, происходя-
щих в их атмосферах. Различия результатов объясняются тем,
99
что наблюдаемое излучение Солнца формируется в разных сло-
ях, в каждом из которых своя температура.
7.	Определение химического состава Солнца и звезд. Очень
скоро после открытия спектрального анализа были получены
спектры Солнца и было доказано, что вещество Солнца состо-
ит из тех же химических элементов, что и Земля. Правда, по-
сле того как появились спектры звезд, ясности стало меньше.
Удивительным было то, что гелий был открыт в спектре сол-
нечной короны, а в спектре Солнца его обнаружить не уда-
лось. Удивляло разнообразие звездных спектров. В одних из
них не было ничего, кроме линий гелия, и даже ионизован-
ного гелия, в других один водород, в третьих водорода нет,
но есть множество линий самых разнообразных элементов.
Появление квантовой механики позволило разобраться во
всем этом разнообразии. Выяснилось, что особенности спект-
ров определяются главным образом температурой того слоя, в
котором образуются спектральные линии. При различных тем-
пературах создаются условия для появления разных спект-
ральных линий. Для простоты рассмотрим появление в спек-
тре звезды линий водорода.
Как известно из физики, спектр водорода образуется при
переходах электрона внутри атома с одного энергетического
уровня на другой. В частности, линии водорода появятся в
спектре только тогда, когда в веществе значительное количе-
ство атомов водорода имеет электрон на втором энергетичес-
ком уровне. Чем больше таких атомов, тем сильнее наблюда-
емая линия.
В звездах с низкой температурой атмосферы (3000—
4000 К) атомов водорода с электроном на втором уровне нет.
Ведь, для того чтобы перевести электрон на второй уровень,
он должен получить достаточно большую энергию при столк-
новении с другим атомом или свободным электроном. Но при
столь низких температурах атомов и электронов с такой боль-
шой энергией просто очень мало.
При температурах около 10 000 К в большинстве атомов
водорода электроны находятся именно на втором энергетиче-
ском уровне и в спектре видны мощные линии водорода. При
еще больших температурах водород уже ионизован и в спект-
ре его линий нет, зато появляются линии гелия, и при тем-
пературах около 35 000 К в спектре видны только линии ге-
лия и ионизованного гелия.
Нужно сказать, что при низких температурах почти все
атомы водорода имеют электрон на самом низком, основном
уровне, их линии поглощения лежат в далекой ультрафиоле-
товой области спектра.
Когда удалось провести расчеты спектральных линий, смог-
ли определить и истинный химический состав звезд. Он ока-
зался удивительно одинаковым. Во всех звездах, точнее во
100
всей Вселенной, преобладающими элементами являются водо-
род (около 65% по массе) и гелий (около 35% по массе). На
долю всех остальных химических элементов приходится не бо-
лее 1% по массе.
Химический состав вещества звезд, несомненно, зависит от
их возраста. В самых старых звездах количество тяжелых (тя-
желее гелия) химических элементов не превышает 0,1%, а в
самых молодых доходит до 4%. Это очень важный факт для
теории эволюции звезд, галактик и Вселенной (см. § 33).
§ 22.	СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ОБОЛОЧЕК
1.	Оболочки Солнца. Фотосфера Солнца излучает настоль-
ко много света, что слабое излучение более высоких его сло-
ев можно наблюдать только во время полного солнечного за-
тмения, когда диск Луны полностью закрывает фотосферу и
становятся видны хромосфера и корона Солнца. Фотосфера,
хромосфера и корона называются оболочками Солнца. Все вме-
сте они образуют атмосферу Солнца.
Хромосфера (см. вклейку VI) — слой, лежащий непосред-
ственно над фотосферой. Свое название «цветная сфера» она
получила за яркий красный цвет. Во время затмения она вид-
на как узенькая (толщина хромосферы 12 000 — 15 000 км)
красная полоска, окаймляющая диск Солнца. Плотность ве-
щества в хромосфере намного ниже, чем в фотосфере, поэто-
му оптическая глубина ее в непрерывном спектре мала и прак-
тически все ее излучение сосредоточено в линиях (поскольку
в частотах линий поглощение намного сильнее, оптическая
толщина хромосферы в линиях больше единицы). Самые
сильные линии — линия Са+ в фиолетовой области спектра и
линия водорода в красной области, что и обусловливает
характерный красный цвет хромосферы. Солнечная корона
(см. рис. 61 и вклейку VI) — жемчужно-серебристая иногда
с красным, иногда с зеленым от-
тенком — простирается от Солн-
ца на несколько радиусов. В ее
спектре наблюдаются яркие
линии многократно ионизован-
ных атомов железа, никеля,
кальция, алюминия. Это свиде-
тельствует о высокой температу-
ре вещества.
Практически все радио- и
рентгеновское излучения Солн-
ца формируются в короне. Ра-
диоизлучение связано со слож-
ными движениями плазмы в
Рис. 61. Затмение Солнца, корона.
101
магнитном поле короны, рентгеновское излучение является
прямым следствием ее крайне высокой температуры
(1,5-106—2-ПГ К).
Другие, сходные с Солнцем звезды обладают коронами, ча-
сто гораздо более плотными и протяженными. Об этом свиде-
тельствует зарегистрированное на ИСЗ рентгеновское излуче-
ние близких к нам звезд. Звезды с более высокой температу-
рой, чем у Солнца (>8000 К) корон не имеют.
2.	Грануляция. На фотографиях Солнца хорошо видно
(см. вклейку VI), что его поверхность образована совокупнос-
тью ярких площадок, разделенных более темными промежут-
ками. Эти площадки называются гранулами, а явление их
образования — грануляцией. Средний размер гранул около
700 км, среднее время жизни около 8 мин.
Каждая гранула — это конвективный пузырь, достигший
поверхности Солнца. Его верхняя часть попадает в область,
где оптическая глубина меньше единицы, и излучение прак-
тически свободно уходит в космос. Температура в пузыре при-
мерно на 200 К выше, чем в окружающей фотосфере, поэто-
му его яркость заметно выше.
3.	Хромосфера. Строение хромосферы более сложное. На
снимках края Солнца видно, что хромосфера состоит из ог-
ромного количества отдельных светящихся струй вещества.
Длина их составляет несколько тысяч, а ширина — несколь-
ко сотен километров. Скорость вещества в них несколько
десятков километров в секунду. Вещество в этих струях под-
нимается вверх и растворяется в короне. В свою очередь,
вещество короны может опускаться в хромосферу. Струи об-
разуют более крупную структуру, называемую хромосферной
сеткой. Последняя порождается конвекцией в глубоких слоях
фотосферы.
4.	Солнечная корона. Самые верхние слои атмосферы Солн-
ца образуют солнечную корону (см. вклейку VI). В короне на-
блюдается интенсивное движение вещества. Типичным для ко-
роны образованием является шлем и корональный луч. Два
взаимосвязанных объекта хорошо видны на рисунке. Это по-
ток вещества, движущийся наружу. Его происхождение рас-
смотрено в следующем параграфе.
5.	Температура и плотность вещества во внешних слоях
Солнца. Плотность вещества в Солнце непрерывно уменьша-
ется по мере удаления от его центра. Как показывают расче-
ты, в самом центре она велика и достигает 1,5-105 кг/м3, но
уже в фотосфере падает до 0,1 г/м3 (1023 атомов в 1 м3, что в
100 раз меньше, чем в земной атмосфере на уровне моря). В
хромосфере она продолжает быстро падать и на границе с ко-
роной уже в 105 раз меньше, чем в фотосфере. На расстоянии
в несколько радиусов Солнца корона плавно переходит в меж-
планетную среду.
102
Проследим за изменением температуры. В центре она до-
стигает 1,6-107 К и постоянно уменьшается с удалением от
центра, достигая минимума (около 4500 К) на границе фото-
сферы и хромосферы. Затем она повышается до 10 000 К в
верхних слоях хромосферы и до 2 000 000 К в короне. Для
объяснения такого хода температуры надо рассмотреть, чем
же определяется температура в данной точке звезды.
Вещество звезды типа Солнца представляет собой идеаль-
ный газ (несмотря на высокую плотность вещества в центре
звезды, его температура настолько высока, что вещество оста-
ется идеальным газом). Температура идеального газа опреде-
ляется как мера средней энергии движения его частиц. Она
же является мерой внутренней энергии и определяется балан-
сом притока и оттока энергии.
Пока плотность достаточно велика (до нижнего уровня хро-
мосферы), перенос энергии осуществляется лучистым перено-
сом и конвекцией (см. § 26). Но уже на нижней границе хро-
мосферы поглощение становится настолько малым, что большая
часть энергии излучения свободно проходит эти более высо-
кие слои атмосферы, практически не отдавая энергию веще-
ству. На этом уровне излучение уже не определяется темпе-
ратурой вещества.
Излучение света в разреженной среде происходит следую-
щим образом: при неупругом столкновении двух атомов или
атома с электроном часть энергии столкновения передает-
ся атому и возбуждает его. Возбужденный атом отдает энер-
гию в виде светового излучения в одной из спектральных
линий.
Очевидно, что интенсивность излучения, следовательно, и
отток энергии пропорциональны квадрату числа частиц в еди-
нице объема или квадрату плотности (в столкновении участ-
вуют две частицы). Конечно, это не значит, что температура
не играет никакой роли. Чем выше температура, тем больше
энергия сталкивающихся частиц и тем большая энергия теря-
ется в каждом столкновении. Но зависимость от температуры
слабая. Если в плотном газе по закону Стефана—Больцмана
интенсивность излучения пропорциональна Т4, то в разрежен-
ном газе она зависит от температуры в первой (или даже еще
меньшей) степени. Таким образом, большая яркость какого-
нибудь объекта в хромосфере или короне говорит не о его бо-
лее высокой температуре, а о его большей плотности.
Приток энергии в хромосфере и короне определяется уже
не проходящим излучением, а распространением звуковых и
так называемых магнитогидродинамических волн. Источни-
ком и тех и других являются конвективные движения в фо-
тосфере и хромосфере. В хромосфере и короне они поглоща-
ются и передают свою энергию частицам. Чем меньше плот-
ность, тем больше энергии приходится на одну частицу и тем
103
меньше энергии теряется. Это и обуславливает повышение
температуры в хромосфере и короне*.
6.	Солнечный (звездный) ветер. Как оказалось, излучение
не может полностью унести всю приносимую звуковыми маг-
нитогидродинамическими волнами энергию, поэтому темпера-
тура и давление газа в короне увеличиваются, и газ начина-
ет расширяться в пространство, унося с собой избыточную
энергию. Устанавливается постоянный поток вещества, ско-
рость которого возрастает по мере удаления от Солнца. Нако-
нец, вещество, разогнавшееся до второй космической скоро-
сти, покидает Солнце.
Солнечным ветром называется постоянное истечение плаз-
мы солнечной короны в межпланетное пространство, воспри-
нимаемое как непрерывный поток разреженной плазмы, дви-
жущийся от Солнца. Солнечный ветер уносит в год 1012 кг
солнечного вещества, что означает потерю в год до 10-18 мас-
сы Солнца.
Аналогичный поток плазмы существует и у звезд (звезд-
ный ветер). Интенсивность его зависит от температуры поверх-
ностных слоев звезды и звезд, температура которых намного
превышает температуру Солнца; звездный ветер может уно-
сить до Ю-5 MQ в год.
§ 23.	СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И ЕЕ ЗЕМНЫЕ
ПРОЯВЛЕНИЯ
1.	Активные образования и активные области в солнечной
атмосфере. На диске Солнца нередко видны необычные обра-
зования: участки пониженной яркости — солнечные пятна и
повышенной яркости — факелы. На краю диска заметны вы-
ступы хромосферы — протуберанцы, иногда появляются ко-
роткоживующие очень яркие пятна-вспышки. Все они полу-
чили общее название — активные образования, а их появле-
ние и развитие — солнечная активность (см. вклейку VI). Сол-
нечная активность — результат сложного взаимодействия ло-
кальных магнитных полей и солнечной плазмы.
Обычно активные образования возникают в так называе-
мых активных областях Солнца. Эти области могут занимать
значительную долю солнечного диска. Главная характеристи-
ка активных областей — выход на поверхность сильных ло-
кальных (т. е. местных) магнитных полей, намного более силь-
ных, чем регулярное магнитное поле Солнца. Типичная для
’Конечно, это очень приблизительная картина, обрисовывающая только
основную идею. Сама теория намного сложнее и требует для своего изложе-
ния весьма изощренной математики.
104
активной области схема магнит-
ного поля представлена на ри-
сунке 62.
2.	Взаимодействие магнитно-
го поля и плазмы. Плазма —
полностью или частично ионизо-
ванный газ, в котором положи-
тельные и отрицательные заря-
Рис. 62. Магнитное поле актив-
ной области.
ды в среднем компенсируют друг
друга, и плазма в целом остает-
ся нейтральной. Разреженная
плазма в отсутствие магнитных полей практически не отли-
чается от идеального газа. Наличие же магнитного поля сра-
зу меняет картину. Для рассмотрения плазмы в магнитном по-
ле воспользуемся картиной линий магнитной индукции.
Напомним, что эти линии проводятся так, что касательные
к ним в любой точке определяют направление вектора маг-
нитной индукции, а число линий на единицу площади пер-
пендикулярной к ним площадки пропорционально модулю это-
го вектора. Поток вектора магнитной индукции равен числу
линий магнитной индукции, пронизывающих контур.
Выделим в плазме произвольный контур. Наглядным обра-
зом его может служить сечение тонкой трубки, образованное
линиями магнитной индукции. Попробуем изменить поток век-
тора магнитной индукции, пронизывающий контур. При этом
в контуре из-за явления электромагнитной индукции возник-
нет ЭДС, направленная таким образом, чтобы препятствовать
изменению магнитного потока, проходящего через контур. По-
скольку сопротивление плазмы чрезвычайно мало (обычно его
просто считают равным нулю), ЭДС должна быть бесконечно
большой, т. е. поток просто не может измениться. Это поло-
жение называется принципом вмороженности магнитного
поля.
Попытаться изменить поток магнитного поля можно дву-
мя способами: во-первых, можно привести плазму в движе-
ние, но поскольку число линий магнитной индукции, прони-
зывающих контур, не может измениться, то в этом случае они
будут следовать за плазмой; во-вторых, можно усилить или
ослабить магнитное поле, но в этом случае плазма придет в
движение, контур растянется или сожмется в зависимости от
ослабления или усиления поля. Создается впечатление, что
линии магнитной индукции как бы следуют за плазмой, они
приклеены или вморожены в плазму, что и объясняет назва-
ние принципа. Следствием принципа вмороженности являет-
ся то, что плазма может двигаться только вдоль линий маг-
нитной индукции. Движение поперек невозможно.
Возникает вопрос: а как же магнитное поле попадает в
плазму (или плазма в магнитное поле)? Это очень медленный
105
и сложный процесс, когда плазма «просачивается» между си-
ловыми линиями. К сожалению, рассмотрение этого вопроса
требует знания математики в объеме, намного превышающем
школьный курс.
3.	Солнечные пятна. Солнце, как и другие небесные тела,
вращается вокруг своей оси. Это дает возможность определить
на нем полюсы и экватор и построить систему гелиографиче-
ских координат (Гелиос — Солнце), полностью аналогичных
географическим.
Часто по обе стороны экватора в полосе гелиографических
широт 10—30° появляются солнечные пятна (см. вклейку VI)
и факелы — светлые пятнышки, хорошо видные у пятен и у
края диска (см. вклейку VI). В телескоп хорошо различают-
ся темный овал пятна и окружающая его полутень. Обычно
пятна появляются группами (см. вклейку VI). Характерный
размер темного пятна около 20 000 км. Пятно на фоне фото-
сферы кажется совершенно черным, однако, поскольку в пят-
не температура равна 4500 К, его излучение слабее излучения
фотосферы всего в 3 раза.
В пятне наблюдаются сильные магнитные поля (до 4,5 Тл).
Именно наличие магнитного поля и определяет понижение
температуры, поскольку оно препятствует конвекции и умень-
шает тем самым поток энергии из глубинных слоев Солнца.
Пятно появляется в виде чуть расширенного промежутка меж-
ду гранулами — в виде поры. Примерно через сутки пора раз-
вивается в круглое пятно, а через 3—4 дня появляется полу-
тень.
Со временем площадь пятна или группы пятен растет и
через 10—12 дней достигает максимума. После этого пятна
группы начинают исчезать, и через полтора-два месяца группа
исчезает вообще. Часто группа не успевает пройти все стадии
и исчезает в гораздо более короткие сроки.
4.	Фотосферные факелы и флоккулы. Пятна обычно окру-
жены сетью ярких цепочек — фотосферным факелом. Шири-
на цепочки определяется диаметром ее ярких элементов (ти-
па гранул) и составляет около 500 км, а длина доходит до
5000 км. Площадь факела намного (обычно в 4 раза) превы-
шает площадь пятна. Факелы встречаются и вне групп или
одиночных пятен (см. вклейку VI). В этом случае они гораз-
до слабее и заметны обычно на краю диска. Это говорит о том,
что факел представляет собой облако более горячего газа в са-
мых верхних слоях фотосферы. Факелы относительно устой-
чивые образования. Они могут существовать в течение несколь-
ких месяцев.
Над пятнами и факелами расположена флоккула — зона,
в которой яркость хромосферы увеличена. Несмотря на уве-
личение яркости, флоккула, как и хромосфера, остается не-
видимой на фоне ослепительно яркого диска Солнца. Наблю-
106
дать ее можно только с помощью специальных приборов —
спектрогелиографов, в которых получается изображение Солн-
ца в излучении в длине волны спектральной линии. В этом
случае изображение флоккулы выглядит темной полоской.
Вернемся к рисунку 62, когда в углублении, образованном
линиями напряженности, скапливается плазма, из-за повыше-
ния плотности усиливается излучение, падает температура и
давление, что, в свою очередь, приводит к повышению плот-
ности и усилению излучения. Постепенно «ловушка» перепол-
няется, и плазма по линиям напряженности стекает в фото-
сферу. Устанавливается равновесие: горячий газ короны попа-
дает в «ловушку», отдает свою энергию и стекает в фотосфе-
ру. Так образуется флоккула. Когда вращение Солнца выно-
сит флоккулу на край Солнца, мы видим висящий спокойный
протуберанец (см. вклейку VI).
Преобразование магнитных полей может привести к то-
му, что линии напряженности выпрямляются и плазма флок-
кулы выстреливается вверх. Это эруптивный протуберанец
(см. вклейку VI). При увеличении магнитного поля в фото-
сфере конвекция сначала даже усиливается. Не очень сильное
магнитное поле тормозит турбуленцию и тем самым облегча-
ет конвекцию. Но более сильное поле уже затрудняет конвек-
цию, и в месте выхода поля наружу температура падает —
образуется солнечное пятно.
5.	Вспышки. Если в плазме встречаются два магнитных по-
ля противоположной полярности, то происходит аннигиляция
полей. Аннигиляция (уничтожение) магнитного поля по зако-
ну Фарадея вследствие электромагнитной индукции вызывает
появление сильного переменного электрического поля. По-
скольку электрическое сопротивление плазмы мало, это вызы-
вает мощный электрический ток, в магнитном поле которого
запасается огромная энергия. Затем в взрывном процессе эта
энергия выделяется в виде светового и рентгеновского излу-
чений (рис. 61). Земной наблюдатель видит вспышку как
яркую точку, неожиданно появляющуюся на диске Солнца,
обычно вблизи группы пятен. Вспышку можно наблюдать
в телескоп и в исключительных случаях невооруженным
глазом.
Однако основная часть энергии выделяется в виде кинети-
ческой энергии движущихся в солнечной короне и межпла-
нетном пространстве со скоростями до 1000 км/с выбросов ве-
щества и потоков ускоренных до гигантских энергий (до де-
сятков гигаэлектрон-вольт) электронов и протонов.
Проникающее в корону магнитное поле захватывается по-
током солнечного ветра. При определенной конфигурации маг-
нитного поля оно сжимает плазму, ускоряя ее до очень боль-
ших скоростей. Одновременно поток плазмы вытягивает ли-
нии магнитной индукции. Таким образом формируется коро-
107
Индекс солнечной активности (число Вольфа).
Рис. 63. Кривая чисел Вольфа.
нальный луч (см. § 22). Вспышки на Солнце оказывают силь-
ное воздействие на ионосферу Земли, существенно влияют
на состояние околоземного космического пространства. Име-
ются свидетельства влияния вспышек на погоду и состояние
биосферы Земли. Поэтому изучение вспышек особо акту-
ально.
6.	Цикличность солнечной активности. Частота появле-
ния солнечных пятен циклически меняется с периодом около
11,2 лет. В начале каждого цикла на высоких гелиографиче-
ских широтах появляются первые группы пятен. В течение
4—5 лет частота появления пятен повышается, затем несколь-
ко медленнее снижается. При этом пятна появляются все бли-
Рис. 64. Кривые взаимосвязи земных явлений с активностью Солнца.
108
же и ближе к экватору. Начало нового цикла знаменуется по-
явлением высокоширотной группы.
Солнечную активность принято характеризовать числом
Вольфа: W= 10g+\|/, где — число пятен, a g — число групп,
в которые они объединяются. На рисунке 63 показана кривая
изменения числа Вольфа за все время наблюдений.
Исследования показывают, что синхронно с солнечной ак-
тивностью, характеризуемой числом Вольфа, изменяется уро-
вень воды в закрытых водоемах, ширина годичных колец
деревьев, число магнитных бурь и т. д. (рис. 64). Это под-
тверждается многочисленными наблюдениями и считается
твердо установленным фактом, хотя сам механизм связи сол-
нечной активности и ее земных проявлений пока неясен.
§ 24.	ЗВЕЗДЫ
1.	Светимости звезд. Звезды представляются нам светя-
щимися точками. Одни из них видны лучше — они ярче,
другие слабее, третьи едва различаются невооруженным гла-
зом, четвертые (их абсолютное большинство) видны только в
телескоп.
Единственной физической величиной, которой можно ха-
рактеризовать звезду и которую можно измерить, является ос-
вещенность, создаваемая звездой на земной поверхности. Из
оптики известно, что освещенность Е, светимость звезды L и
расстояние до звезды R связаны соотношением
Е=1^-
Освещенность, создаваемая самой яркой звездой Сириус на
поверхности Земли, более чем в 1О10 раз превышает освещен-
ность, создаваемую самой слабой наблюдаемой звездой, но при-
мерно во столько же раз меньше освещенности, создаваемой
Солнцем.
Зная расстояние до звезды, измерив создаваемую ею осве-
щенность, можно определить одну из основных физических ее
характеристик — светимость. Оказалось, что светимости звезд
разбросаны в весьма широких пределах. Светимость большин-
ства звезд меньше солнечной (у самых маломощных в милли-
он раз), у самых больших и ярких звезд, называемых бе-
лыми или голубыми сверхгигантами, в десятки тысяч раз
больше.
2.	Температура, спектр и цвет звезд. Внимательный наблю-
датель сразу заметит, что яркие звезды имеют разный цвет.
Так, Вега (а Лиры) голубовато-белая, Альдебаран (а Тельца)
красновато-желтая, Сириус (а Большого Пса) белая, Антарес
(а Скорпиона) красная, Солнце и Капелла (а Возничего) жел-
109
Таблица 4
Темпера- тура, К	Основные линии в видимом спектре (химические элементы)	Цвет звезды	Представитель
35 000	Не+	Голубой	
25 000	Не	Голубовато-белый	Вега (а Лиры)
10 000	Н	Белый	Сириус (а Боль- шого Пса)
6000	Н, Са+	Желтый	Солнце
4500	Металлы, ОН, TiO	Красный	Арктур (а Воло- паса)
3500	Металлы, ОН, TiO	Темно-красный	R Зайца
тые. Мы не видим цвет у более слабых звезд только из-за осо-
бенностей нашего зрения. Цвет звезды обусловлен ее темпера-
турой, что непосредственно следует из закона Вина (см. § 21,
п. 2). Самые горячие звезды имеют температуру до 35 000 К.
Максимум излучения у них лежит в далекой ультрафиолето-
вой области, и нам они кажутся голубыми. Звезды с темпера-
турой 10 000 К белые, с температурой 6000 К желтые, с тем-
пературой 3000—3500 К красные. От температуры зависит и
спектр звезд. Основные данные о температуре, спектре и цве-
те звезд приведены в таблице 4.
3.	Радиусы звезд. Энергия, испускаемая единицей поверх-
ности звезды, определяется законом Стефана—Больцмана. Вся
поверхность звезды равна 4tlR2 (R — радиус звезды). Поэтому
светимость звезды определяется выражением
L = 4nR2aT.
Таким образом, если нам известны температура и свети-
мость звезды, то мы можем вычислить и ее радиус. Угловые
размеры дисков звезд намного меньше предельного угла для
большинства существующих телескопов. Лишь используя са-
мые большие телескопы и специальные способы наблюдений,
удалось не только непосредственно измерить диаметры несколь-
ких звезд, но и получить изображения их дисков.
Полученные значения радиусов звезд в целом совпадают с
вычисленными по приведенной формуле светимости.
4.	Взаимосвязи характеристик звезд. Диаграмма Герц-
шпрунга — Ресселла. Для понимания природы звезд важно вы-
110
явить зависимости между их отдельными характеристиками.
Такие связи находятся путем сопоставления соответствующих
величин.
В начале XX в. датский астроном Э. Герцшпрунг и
американский астрофизик Г. Ресселл установили одну из за-
висимостей и представили ее в виде диаграммы, носящей их
имена. На горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рес-
селла (диаграмма Г—Р) откладывают температуру звезды, а
на вертикальной — ее светимость в солнечных единицах. Каж-
дой звезде на диаграмме отвечает вполне определенная точка.
Обычно говорят, что место на диаграмме занимает звезда, а
не соответствующая ей точка, и при обсуждении эволюции
звезд пишут: «звезда движется по диаграмме», подразумевая
при этом, что в процессе эволюции звезды из-за изменений
температуры и светимости звезды меняется положение соот-
ветствующей точки на диаграмме Г—Р.
Если бы между светимостями звезд и их температурами не
было никакой зависимости, то звезды располагались бы на ди-
аграмме Г—Р беспорядочно, однако (см. вклейку VII) боль-
шинство звезд сконцентрировано на диаграмме в узкой поло-
се, идущей от левого верхнего угла (звезды высокой темпера-
туры и большой светимости) к правому нижнему (звезды низ-
кой температуры и малой светимости). Эта полоса называет-
ся главной последовательностью, а находящиеся на ней звез-
ды — звездами главной последовательности или нормальны-
ми звездами. В месте, отмеченном вертикальной чертой, глав-
ная последовательность делится на верхнюю и нижнюю час-
ти. Звезды нижней части называются желтыми или красны-
ми карликами в зависимости от их температуры. Солнце ти-
пичный желтый карлик. Выше главной последовательности в
области температур, меньших 6000 К, расположена полоса
красных гигантов (светимостью 102—103 LG и радиусом 10—
60 Ro) и красных сверхгигантов (светимостью 104 LQ и радиу-
сом 200—3000 Яо). Звезды горячие (Т— 30 000 К) и яркие
(L —104 Lo) называются белыми сверхгигантами, они занима-
ют верхнюю часть главной последовательности.
В левом нижнем углу (Т—10 000 К, L—104 LQ и /?~0,01 Ro)
расположены белые карлики. Первый белый карлик был от-
крыт в конце XIX в. Это был невидимый в небольшой теле-
скоп спутник Сириуса — самой яркой звезды нашего неба. Он
был назван белым карликом за свои малые размеры: его ди-
аметр примерно равен диаметру Земли, зато масса мало отли-
чается от массы Солнца. Впоследствии было открыто большое
количество таких звезд, все они получили название белых кар-
ликов. Это особые звезды, и мы еще будем неоднократно воз-
вращаться к ним.
Некоторые особенности спектров позволяют определить,
имеем ли мы дело со звездой главной последовательности, бе-
111
лым карликом, гигантом или сверхгигантом. Так, белые кар-
лики обладают спектром с очень широкими спектральными
линиями, напротив, у гигантов и сверхгигантов линии узкие
и очень узкие. Эти и некоторые другие особенности спектров
дают возможность сразу поместить наблюдаемую звезду в нуж-
ную область диаграммы.
Итак, сопоставление только двух характеристик позволило
выделить несколько обособленных групп звезд. Если учесть,
что в этих группах закономерно изменяются и другие харак-
теристики (например, вдоль главной последовательности сле-
ва направо уменьшаются массы и радиусы звезд), то становит-
ся ясным, что звезды в этих группах обладают одинаковым
строением.
Строя диаграммы Г—Р для отдельных групп звезд, о кото-
рых известно, что они возникли одновременно, мы получаем
возможность исследовать эволюцию звезд (подробнее об этом
см. в § 33).
5.	Массы звезд. Соотношение масса—светимость. Массы
звезд лежат в очень узких пределах. Если светимости звезд
лежат в пределах от L~10 4Lf до L~104LG, радиусы — в пре-
делах от 0,01 Rq до 3-103Ло, то массы звезд лежат в пределах
от 0,02 Мо до 100 Мо. Тело меньшей массы уже не является
звездой, а большей не может существовать. Такая звезда не-
устойчива и уже при возникновении либо сбросит избыточную
массу, либо распадется на две или несколько.
Сопоставление масс, радиусов и светимостей звезд главной
последовательности показывает, что между этими величинами
существуют два соотношения, выполняющиеся с очень боль-
шой точностью. Если выражать характеристики звезд в сол-
нечных единицах, то
L=M3'9, R=M°’75.
Первое соотношение масса—светимость (см. вклейку VII)
дает возможность определить массы звезд главной последова-
тельности, не входящих в двойные системы. Для белых кар-
ликов соотношение масса—радиус имеет совершенно другой
вид (о нем подробнее см. в § 26).
§ 25.	ДВОЙНЫЕ И ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
1.	Двойные и кратные звезды. Еще в XVIII в. В. Гершель
заметил, что две звезды, расположенные на очень близком рас-
стоянии, обращаются одна вокруг другой. Так были открыты
двойные звезды. Позже были обнаружены кратные системы,
в которые входят три, четыре и даже шесть звезд. Наиболее
известна пара звезд Алькор (средняя звезда ковша Большой
Медведицы) и Мицар. Но это пример оптической двойной. Эти
112
звезды просто случайно видны
практически в одном направлении.
В системе Алькор—Мицар звезда
с меньшим блеском находится в
несколько раз дальше от нас, чем
более яркая. Интересно, что све-
тимость этой звезды в действи-
тельности больше, чем более яр-
кой. Примером физической (или
истинной) двойной является звезда
трапеция обычная
Рис. 65. Четверные системы.
Е Лиры (левая в нижнем
углу традиционного рисунка созвездия). Как двойную ее ви-
дят люди с очень острым зрением, для остальных необходим
хотя бы бинокль.
Звезд, двойственность которых можно обнаружить невоору-
женным глазом или в телескоп, не так много. Значительно
больше таких двойных, у которых расстояния между компо-
нентами настолько малы, что невозможно увидеть их раздель-
но. Для их обнаружения нужны исследования спектров.
Некоторые двойные системы обнаруживаются астрометри-
ческими методами. Так, например, была открыта двойствен-
ность ярчайшей и одной из ближайших к нам звезды Сири-
ус. Было обнаружено, что Сириус движется не по прямой ли-
нии (точнее, не по дуге большого круга, который играет роль
прямой на сфере), а периодически отклоняется от нее. Это бы-
ло интерпретировано как наличие довольно большого спутни-
ка с массой, примерно равной массе Солнца. Действительно,
как только появился достаточно мощный телескоп, то такой
спутник (первый белый карлик) был открыт.
Двойных звезд очень много: не менее 60% всех звезд вхо-
дит в двойные системы. Кратных систем намного меньше. Сре-
ди них выделяются два типа: трапеция и обычные (рис. 65).
В системах типа трапеция расстояния между всеми звездами
практически одинаковы, в обычных системах образуется не-
сколько пар, расстояния внутри которых намного меньше рас-
стояний между парами. Установлено, что системы типа тра-
пеция неустойчивы и они либо быстро превращаются в обыч-
ную систему, либо распадаются. Таким образом, если мы
наблюдаем трапецию (например, в туманности Ориона), то
можно утверждать, что эти звезды образовались совсем недав-
но, не более чем несколько миллионов лет назад.
В двойных системах движение происходит относительно
центра масс. Поскольку движение периодическое, то и луче-
вая скорость каждой компоненты периодически меняется
(рис. 66).
При приближении к нам она отрицательна, при удалении
положительна, поэтому спектральные линии каждой компо-
ненты будут периодически смещаться то к красному, то к си-
нему концу спектра. Причем движение это должно происхо-
5 Порфирьев «Астрономия, 11 кл.»
113
Рис. 66. Эффект Доплера в двойной системе (светлые линии — опорные
в спектре лабораторного источника излучения; 1—4 — последовательные
конфигурации звезд А и В).
дить в противофазе, т. е. если линии одной звезды смещают-
ся к красному, то другой — к синему концу спектра. Иногда
одна звезда настолько слабее другой, что видна только одна
система линий. Но этого достаточно, чтобы определить кри-
вую скоростей и орбиту звезды, а значит, и массу системы.
Изучению двойных, особенно тесных, пар в настоящее время
уделяется особое внимание. В некоторых случаях наблюдения
тесных двойных звезд позволяют получить информацию не
только о их массах, но и о форме поверхности, о распределе-
нии температуры по поверхности, изучить процессы, происхо-
дящие в их атмосферах. В тесных двойных системах наблю-
даются газовые диски. К этим особенностям двойных звезд
мы вернемся в § 33, когда будем рассматривать эволюцию
звезд.
В том случае, если плоскость орбиты двойной звезды про-
ходит через Землю (или угол между лучом зрения и плоско-
стью орбиты был достаточно мал), периодически одна звезда
закрывает другую. В системе происходит затмение. Суммар-
ная яркость двойной системы уменьшается; нам кажется, что
изменяется светимость звезды.
Звезды, изменяющие свою светимость (видимую яркость,
блеск, видимую звездную величину), называются переменны-
ми звездами.
График этого изменения называется кривой блеска. Она хо-
рошо характеризует звезды и играет основную роль в их клас-
сификации. В названии типа приводится название либо пер-
вооткрытой, либо наиболее типичной звезды с такой же кри-
вой блеска (например, Цефиды названы по звезде 5 Цефея).
Кривая блеска для Алголя (0 Персея) представлена на рисун-
114
t
Рис. 67. Алголь, кривая блеска и схе-
ма переменности.
Рис. 68. Схема строения и кривая
блеска переменной типа р Лиры.
Общая газовая
оболочка
ке 67. Алголь представляет собой тесную пару, состоящую из
красного гиганта и звезды главной последовательности. Пери-
од переменности около 70 ч. Главный минимум соответствует
затмению звезды главной последовательности. Увеличение све-
тимости перед вторичным минимумом, который соответствует
затмению гиганта, объясняется отражением света более яркой
звезды главной последовательности от поверхности звезды-
гиганта. Такие переменные называются алголями.
На рисунке 68 представлены схемы строения и кривая бле-
ска другой затменно-переменной типа Р Лиры. Ее период все-
го 12 ч. Звезды настолько близки друг к другу, что деформи-
рованы приливными силами и практически касаются друг дру-
га. Из главной звезды вытекает газ, образующий общую для
обеих звезд оболочку. Изменения блеска обусловлены не толь-
ко затмением, но и тем, что при вращении системы мы ви-
дим сечения звезд разной площади (они не шары, а вытяну-
тые эллипсоиды).
2.	Физические переменные звезды. Большинство перемен-
ных звезд меняет свою светимость в результате процессов, про-
исходящих в самой звезде. Эти процессы происходят в верх-
них слоях звезд или в их фотосферах (за исключением сверх-
новых, весьма условно отнесенных к переменным).
5*
115
Рис. 69. Кривые переменной типа
6 Цефея и звезд типа RR Лиры
(а — кривая блеска; б — кривая
лучевой скорости; в — кривая тем-
пературы).
периодическими пульсациями
Физические переменные
можно разделить на непра-
вильные и периодические. У
неправильных изменения све-
тимости происходят хаотичес-
ки, в них невозможно просле-
дить никакой периодичности.
Типичными представителями
таких звезд являются т Тель-
ца и RV Кита. На диаграмме
Г—Р они расположены в обла-
сти красных гигантов и в про-
межутке между красными ги-
гантами и главной последова-
тельностью. Они относятся к
молодым, т. е. недавно образо-
вавшимся, звездам. По-види-
мому, их переменность связа-
на с явлениями, аналогичны-
ми солнечной активности
(см. § 23), только масштабы
этих явлений гораздо больше.
Периодические перемен-
ные расположены на верхнем
краю левой части главной
последовательности. Измене-
ния их светимости связаны с
звезды. Типов периодических
переменных очень много, и мы остановимся только на одном
их них, наиболее изученном и представляющем особый инте-
рес. Это цефеиды.
О том, что цефеида — пульсирующая звезда, говорит со-
гласованность кривых блеска, кривых лучевых скоростей и
кривой изменения температуры (рис. 69). Согласно современ-
ным теориям в звездах большой массы (около 8 Мо) в процес-
се эволюции (см. § 33) создаются условия для возникновения
автоколебаний. Когда верхние слои расширяются, в них па-
дает температура и начинается рекомбинация ионизованного
гелия.
При рекомбинации выделяется энергия, что замедляет па-
дение температуры и давления; это, в свою очередь, поддер-
живает расширение внешних слоев, пока закончится реком-
бинация гелия. Приток энергии прекращается, и звезда начи-
нает сжиматься. Но сжатие приводит к увеличению темпера-
туры и ионизации гелия. В результате давление повышается
не так быстро, и сжимающиеся слои проскакивают точку рав-
новесия. Сжатие прекращается, как только весь гелий иони-
зуется. Давление поднимается, и цикл повторяется.
116
Особый интерес цефеиды
вызывают потому, что у них
четко выражена зависимость
период—светимость (рис. 70).
Определив по наблюдениям
период колебания цефеиды
(благодаря специфичности
кривой блеска цефеиды легко
отождествляются), можно оп-
ределить и ее светимость, а
поскольку известна интен-
сивность приходящего к нам
излучения звезды, то извест-
но и расстояние до нее. Цефе-
иды — звезды-гиганты с ог-
ромной светимостью, их мож-
но обнаружить в далеких
галактиках. Это дает возможность определять расстояния до
Рис. 70. Диаграмма период—свети-
мость для цефид и звезд типа RR
Лиры.
других галактик.
3.	Новые и сверхновые звезды. Довольно условно к пере-
менным звездам относятся новые и сверхновые. Получили они
свои названия потому, что в древности неоднократно замеча-
ли появление звезды, которой раньше не было видно. Такие
звезды быстро разгорались и через некоторое время исчезали.
В древности считалось, что это появление новой звезды.
В начале XX в. на старых фотографиях удалось найти не-
сколько звезд, которые впоследствии стали новыми. Эти звез-
ды неожиданно в очень которое время, за 2—3 сут., внезап-
но увеличивали свою светимость в 104—105 раз. Спектральные
наблюдения новых начинались непосредственно перед макси-
мумом блеска или непосредственно после него. Тем не менее
удалось довольно быстро описать само явление новой звезды.
Новая появляется тогда, когда звезда начинает расширять-
ся со скоростью до 800—1200 км/с. При этом расширяются
только ее верхние слои. Светимость звезды резко возрастает.
После достижения максимума светимости падение температу-
ры поверхности приводит к тому, что блеск звезды уменьша-
ется. В этот момент внешние слои звезды отрываются от нее
и образуют расширяющуюся оболочку.
Через некоторое время плотность оболочки падает настоль-
ко, что она становится прозрачной. Непрерывный спектр ис-
чезает, и мы видим уже очень горячую звезду, а вокруг
нее появляется светящаяся оболочка, имеющая массу около
10-5 Мо. Через несколько лет оболочка рассеивается в прост-
ранстве, звезда остывает и возвращается к первоначальному
состоянию (механизм взрыва мы рассмотрим в § 33).
Ежегодно в нашей галактике вспыхивает до 30 новых, хо-
тя наблюдается лишь малая их часть. Это означает, что дале-
117
ко не каждая звезда может вспыхнуть как новая. Теоретиче-
ские расчеты показывают, что повторная вспышка новой мо-
жет произойти примерно через 3000 лет. Поэтому в галакти-
ке должно быть около 10 000 звезд, способных вспыхнуть как
новая. Наше Солнце, как мы увидим позже, вспыхнуть как
новая не может.
Уже в самом конце XIX в. в туманности Андромеды были
обнаружены вспышки новых. Но скоро стало ясно, что это
гораздо более мощное явление, названное вспышками сверх-
новых.
Внешне картина явления новых и сверхновых практичес-
ки одинакова. Но при более внимательном изучении этого
феномена понятно, что мы наблюдаем различные явления.
Во время вспышки сверхновой ее светимость возрастает в
107—10s раз за время около 15 сут. При вспышке сверхновой
звезда также сбрасывает оболочку, скорость расширения ко-
торой достигает 6000—10 000 км/с, а масса — в 2—5 раз и
более масс Солнца. После вспышки сверхновой образуется рас-
ширяющаяся туманность, которая не рассеивается, а, наобо-
рот, увеличивает свою массу, увлекая за собой межзвездный
газ. После вспышки остается либо нейтронная звезда, либо
черная дыра (о них подробнее позже). В редких случаях на
месте сверхновой не остается ничего. Так, сверхновая 1092 г.,
отмеченная в китайских летописях как звезда, видимая днем,
оставила после себя нейтронную звезду, масса которой около
2,5 Мо, и Крабовидную туманность (см. форзац П).
При вспышке новой выделяется энергия, превышающая
1031 Дж, что равно энергии, выделяемой Солнцем за 10 000 лет.
А при вспышке сверхновой выделяется 1045 Дж энергии, что
сравнимо с запасом энергии в звезде. Отсюда можно сделать
вывод, что после вспышки новой звезда не претерпевает су-
щественных изменений, во время вспышки сверхновой полно-
стью меняет свое строение (мы вернемся к новым и сверхно-
вым звездам в § 33).
4.	Пульсары. В 1967 г. совершенно неожиданно были от-
крыты пульсары — источники периодически возникающих ра-
диоимпульсов очень малой длительности. Строгая периодич-
ность привела сначала к мысли, что открыт искусственный
радиоисточник. Однако открытие сразу нескольких пульсаров,
в частности пульсара в Крабовидной туманности, привело к
заключению, что это нейтронная звезда. Дальнейшие исследо-
вания показали, что пульсары излучают не только в радио-
диапазоне, но и в видимой и рентгеновской частях спектра.
При этом оказалось, что наибольшая энергия излучается имен-
но в рентгеновском диапазоне.
Пульсар представляет собой нейтронную звезду диаметром
в несколько километров, обладающую исключительно силь-
ным магнитным полем (106 Тл). В таком поле генерируется
118
излучение, выходящее в узком конусе у магнитного полюса.
Нейтронная звезда вращается с угловой скоростью в несколь-
ко или несколько десятков оборотов в секунду, что и обуслов-
ливает строгую периодичность импульсов пульсара (более по-
дробно механизм пульсаров мы рассмотрим в § 33).
§ 26.	ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ ВНУТРИ ЗВЕЗД.
ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ ЗВЕЗД
1.	Давление и температура в центре звезды. Для решения
вопроса о природе звезд, их строении и эволюции необходи-
мо прежде всего определить физические условия в их недрах.
Никаких данных наблюдений об этих условиях мы не имеем,
так как единственный носитель информации о звездах — при-
ходящее к нам излучение — полностью формируется в их
фотосферах.
Мы можем утверждать, что звезды очень стабильные обра-
зования (переменность почти всегда поверхностный эффект,
кроме того, время существования звезды как переменной ма-
ло). Во всяком случае, геологические данные говорят о том,
что за последние 2 млрд лет светимость Солнца менялась не
более чем на 5%.
Поскольку звезды — стабильные образования, давление в
каждой точке должно компенсироваться весом вышележащих
слоев с большой точностью. Очевидно, что разность давлений
в каждом слое должна быть направлена наружу, т. е. давле-
ние, как и температура, возрастает к центру.
Рассмотрим небольшой элемент газа, ограниченный двумя
сферическими поверхностями радиусами kr и k2 (гг—r2«r2) и
цилиндром площадью основания S (рис. 71). На этот цилиндр
действует сила, равная:
F,rPiS ~p2S=(p1-p2)S,
где Pi и р2 — давления соответственно на уров]
нижнего оснований цилиндра.
Поскольку рг > р2, ясно, что сила, действую-
щая на элемент газа, направлена наружу. Эта
сила уравновешивается силой тяжести, которая
по закону всемирного тяготения равна:
„ GMVfi
где г= 1О 2; Мг — масса вещества внутри сфе-
ры радиусом г; р — плотность вещества внут-
Рис. 71. К объяснению внутреннего строения звезд.
верхнего и
119
ри цилиндра; V=S(r2—r\) — объем цилиндра (знак «—» пока-
зывает, что сила направлена к центру звезды). Приравнивая
обе силы, получаем
Р1~Р2
Это уравнение называется уравнением гидростатического
равновесия. Чтобы представить себе давление в центре звез-
ды, примем, что r2=R, М=М* (индекс «*» показывает, что ве-
личина относится к звезде в целом), р2=0 (поверхность звез-
ды), гг=0, Р1=рц (центр звезды). Для плотности примем ее сред-
Подставив эти величины в преды-
М*
нее значение р=Р = 4/3тсДз •
дущую формулу, получим
_ GM<
R
Для Солнца это выражение дает значение центрального дав-
ления, равное 2-1012 Па.
Для определения температуры в центре звезды воспользу-
емся уравнением Менделеева—Клапейрона:
р=трт’
где ц — средняя молярная масса вещества; А — универсаль-
ная газовая постоянная. Заменив р выражением для централь-
ного давления, получим	_
Gg Р_ М,
ц А рц R ’
Подставляя сюда ц = 0,5-10 2 кг/моль (значение для иони-
р
зованного водорода) и полагая, что —=0,01, получаем для
Солнца ТцО=2-107 К.	рц
Это значение мало отличается от найденного точным рас-
четом (12—14 млн кельвин). При таких температурах и дав-
лениях вещество полностью ионизовано и находится в состо-
янии идеального газа.
Сделанные оценки достаточно грубые, однако они дают воз-
можность установить, что в центрах звезд температура превы-
шает 107 К и существенно возрастает с увеличением массы
звезды, что вещество в звезде является идеальным газом и оно
полностью ионизовано.
2.	Запас энергии в звезде. Оценим, как долго может све-
тить Солнце за счет запаса внутренней энергии. Будем счи-
тать, что полученная выше оценка для центральной темпера-
туры звезды по порядку величины не отличается от среднего
значения температуры в звезде. Тогда полная внутренняя энер-
гия звезды равна:	_
2ц	2г.рц
что для Солнца даст значение У0=1О41 Дж.
120
Ежесекундно звезда теряет количество энергии, равное ее
светимости, поэтому время свечения звезды за счет внутрен-
ней энергии равно для Солнца:
то=1015с=108 лет,
что существенно меньше времени существования Земли. Та-
ким образом, в звезде должны происходить процессы выделе-
ния энергии, или, как принято говорить в астрономии, долж-
ны существовать источники энергии.
3.	Гравитационное сжатие. В астрофизике существенны
только два процесса выделения энергии, которые могут под-
держивать свечение звезды, — это гравитационное сжатие и
термоядерные реакции. Рассмотрим первый процесс.
Пусть в некоторый момент времени из-за охлаждения звез-
ды температура в ее центре несколько понизится. Давление в
центре тоже понизится и уже не будет компенсировать вес вы-
шележащих слоев. Силы гравитации начнут сжимать звезду.
При этом потенциальная энергия системы уменьшится (так
как потенциальная энергия отрицательна, то ее модуль уве-
личится). Из приведенной выше формулы внутренней энергии
звезды видно, что при этом внутренняя энергия, а значит, и
температура внутри звезды увеличатся. Но на повышение тем-
пературы потратится только половина выделившейся потенци-
альной энергии, другая половина пойдет на поддержание из-
лучения звезды.
Теорема вириала (см. § 10, п. 1) утверждает, что потенци-
альная энергия по модулю в 2 раза больше кинетической энер-
гии любой системы, в которой действуют гравитационные си-
лы. Поскольку в нашем случае кинетическая энергия — это
сумма кинетических энергий частиц идеального газа, или
внутренняя энергия газа, то ясно, что при сжатии звезды по-
ловина выделившейся за счет сжатия гравитационной энергии
расходуется на поддержание светимости, а половина — на уве-
личение запаса внутренней энергии (повышение температуры).
Это означает, что за 108 лет радиус Солнца должен был умень-
шиться примерно в 2 раза. При этом температура поверхнос-
ти Солнца должна была существенно увеличиться, что проти-
воречит геологическим данным, согласно которым средняя тем-
пература на Земле не менялась на протяжении 1,5-109 лет,
т. е. гравитационное сжатие не может поддерживать свечение
Солнца на протяжении достаточно большого промежутка вре-
мени.
Другое положение для белых карликов. Эти звезды имеют
радиусы и светимости, примерно в 100 раз меньшие солнеч-
ных. Очевидно, что время сжатия (а следовательно, время, в
течение которого сжатие может служить основным источни-
ком энергии) на 4—6 порядков больше, т. е. достигает 1012—
1014 лет, что больше современного возраста Вселенной.
121
Аналогичная ситуация, т. е. ситуация, когда гравитацион-
ное сжатие является существенным или даже единственным
источником энергии, возникает на некоторых этапах эволю-
ции звезд (эти случаи рассмотрены в § 33).
4.	Термоядерные реакции — основной источник энергии
звезд. При высоких температурах, которые существуют в нед-
рах звезд, происходят термоядерные реакции, в ходе которых
в результате слияния ядер атомов выделяется энергия.
В центральных областях звезд главной последовательности
протекают реакции преобразования водорода в гелий, как го-
ворят, происходит горение водорода (конечно, ничего общего
не имеющее с химическим горением). Оно может происходить
двумя различными путями. Первый путь — протон-протонная
цепочка — осуществляется при низких температурах: от 14-Ю6
до 15-106 К. Он начинается с того, что два протона сливают-
ся, образуя ядро дейтерия, дейтерий поглощает еще один про-
тон, превращаясь в изотоп гелия (Не), конец цепочки — об-
разование ядра гелия.
Второй путь — углеродно-азотный цикл — осуществляет-
ся при температурах от 18-106 до 20-106 К и содержит ряд
ядерных реакций. Начинается он с того, что протон сливает-
ся с ядром атома углерода, образуя ядро азота, а заканчива-
ется тем, что образовавшееся ядро атома кислорода распадает-
ся на ядро атома углерода и ядро атома гелия. Конечно, эти
пределы температуры достаточно условны, реакции того или
иного цикла происходят и при более высоких температурах;
речь идет только о температурах, при которых подавляющая
часть энергии выделяется именно в данной реакции.
До недавнего времени еще сохранялись сомнения в пра-
вильности гипотезы о термоядерных источниках, хотя резуль-
таты расчетов по этой гипотезе прекрасно подтверждались на-
блюдениями. Но в 1993 г. начал работу нейтринный телескоп,
способный регистрировать нейтрино, возникающее при слия-
нии двух ядер водорода в ядро дейтерия. Результаты первых
экспериментов показали, что регистрируется примерно вдвое
меньше нейтрино, чем ожидалось.
Как известно, существует три вида нейтрино: электронное
(ке), мюонное (гц) и тау-нейтрино (рт). Согласно некоторым
теориям элементарых частиц нейтрино могут превращаться
друг в друга. Эксперимент, поставленный в 2000—2001 гг.,
проходил на двух установках (их часто называют нейтрин-
ными телескопами). В одной из них (в Садбери) регистриро-
валось только электронное нейтрино, в другой (японская
установка Супер-Камиоканде) — все виды нейтрино. Солнце
испускает исключительно электронные нейтрино. Оказалось,
что Супер-Камиоканде регистрирует примерно на 30% мень-
ше ожидаемого количества нейтрино. Но в Садбери регистри-
руют еще примерно на 1/3 меньше, т. е. регистрируемый на
122
Земле поток солнечных нейтрино содержит не только элек-
тронные нейтрино! Значит, по дороге к Земле часть электрон-
ных нейтрино превратилась в другие виды нейтрино (мюон-
ное или тау). Это снимает противоречие наблюдений и теории
ядерных источников энергии.
Возможность таких превращений предсказывалась, но для
их осуществления необходимо, чтобы нейтрино имело массу.
А такое предположение, в свою очередь, противоречит мно-
гим фундаментальным физическим теориям. Так что необхо-
димо продолжение исследований.
При преобразовании 1 кг водорода в гелий выделяется энер-
гия, равная 1014 Дж. Поскольку мощность излучения Солнца
равна 4-1026 Вт, а масса водорода в нем составляет 2-1O30 кг,
то запаса водорода в Солнце хватит на 100 млрд лет; конеч-
но, не весь водород может выгореть, а только тот, который
сосредоточен в центральных областях, но и его хватит на 10—
15 млрд лет. В звездах с большей светимостью запас водоро-
да израсходуется гораздо быстрее.
При температурах, больших чем 108 К, и плотностях по-
рядка 109 кг/м3 и больше возможны ядерные реакции, в ко-
торых три ядра гелия сливаются в ядро углерода. Правда, это
осуществимо только на поздних стадиях эволюции звезды, ког-
да в ее ядре уже полностью исчерпываются запасы водорода
и вещество практически полностью состоит из гелия. При боль-
ших температурах и плотностях в термоядерных реакциях уча-
ствуют все более и более тяжелые элементы, вплоть до желе-
за. С железом и более тяжелыми элементами термоядерные
реакции не происходят, так как в них энергия уже не выде-
ляется, а поглощается.
Следует отметить, что скорость выделения энергии в тер-
моядерных реакциях сильно зависит от температуры. Так, в
протон-протонной цепочке скорость выделения энергии про-
порциональна Г4, в углеродно-азотном цикле — Т , в трой-
ной гелиевой реакции — Г30.
§ 27.	МОДЕЛИ ЗВЕЗД
1.	Устойчивость звезд. Темпы основных процессов, кото-
рые происходят в звездах, значительно отличаются. Самый
медленный процесс — горение ядерного топлива. Химический
состав очень массивных и горячих звезд существенно изменя-
ется только в течение не менее миллиона лет, а Солнца — не
менее миллиарда лет. Это время называется ядерным (тя). Вы-
делившаяся в центре звезды энергия достигает ее поверхнос-
ти за 105—107 лет (чем больше температура звезды, тем
быстрее), это время называется тепловым (тт). Наконец, меха-
ническое возмущение — изменение давления или плотно-
123
сти — распространяется в звезде за гидродинамическое время
(тг), которое может изменяться от нескольких часов до не-
скольких дней.
Соотношение тя^>тт^>тг показывает, что звезда находится в
равновесии. Она всегда успевает «подстроиться» к любому из-
менению в ее недрах.
2.	Построение моделей звезд. Используя известные физи-
ческие законы, можно получить представление о том, что про-
исходит в недрах звезды. Для этого строятся модели звезд.
Модель представляет собой математическое описание строения
звезды. Это таблицы, в которых описывается распределение
плотности и температуры в зависимости от радиуса. Такие таб-
лицы позволяют вычислить все наблюдаемые характеристики
звезды, которая описывается этой моделью, и сравнить полу-
ченные результаты с наблюдаемыми параметрами изучаемой
звезды (например, Солнца).
В начале расчета делаются некоторые предположения о со-
стоянии вещества в звезде, о процессах, в ней происходящих,
записываются уравнения используемых физических законов,
которые решаются с помощью ЭВМ. В результате мы получа-
ем таблицу чисел, которые описывают распределение темпе-
ратуры и плотности в звезде в зависимости от расстояния от
ее центра.
Предполагается, что звезда находится в равновесии, т. е.
в любой ее точке давление уравновешивает силы гравита-
ции. Описывается это положение уравнением гидростатики
(см. п. 1 этого параграфа). Вторым важнейшим уравнением
является уравнение переноса энергии (см. § 27, п. 3). Вся энер-
гия вырабатывается в центральных областях звезды. Конвек-
ция или лучистый перенос транспортируют выделившуюся
энергию к поверхности звезды, где она излучается в простран-
ство. В различных областях звезды действуют разные уравне-
ния переноса энергии, что создает немалые трудности при вы-
числении.
Следующее основное уравнение описывает процесс выделе-
ния энергии. Это — уравнение ядерной физики. Хотя сами
процессы достаточно хорошо известны, но их ход исследован
только в земных лабораториях. При этом исследуются процес-
сы, происходящие при очень высоких энергиях, соответству-
ющих температурам, в сотни и тысячи раз большим, чем в
недрах звезд. А скорость и течение этих процессов очень силь-
но зависят от энергии сталкивающихся частиц.
Наконец, уравнение, показывающее, как меняется химиче-
ский состав вещества в результате происходящих ядерных ре-
акций.
Решение уравнений дается в безразмерных переменных:
Т/Тс и р/рс. После вычисления модели, задав массу и хими-
ческий состав, подбираются значения Тс и рс так, чтобы по-
124
лучить заданные значения светимости L и радиуса R. После
этого можно сравнивать полученные результаты с наблюдени-
ями, соответственно уточнять модели и делать заключения о
строении звезд и их эволюции.
Эволюция звезды рассчитывается следующим образом. За-
дав определенные значения массы и химического состава, оце-
нивают исходную модель. Обычно эта модель определяется в
предположении, что химический состав вещества звезды во
всех ее точках одинаков. Затем задают некоторый промежу-
ток времени и рассчитывают, как изменился химический со-
став в различных местах звезды в результате ядерных реак-
ций, после чего снова рассчитывают новую модель звезды с
уже изменившимся химическим составом.
3.	Основные модели звезд, а) Модель полностью конвек-
тивной звезды. Во всей звезде перенос энергии осуществляет-
ся конвекцией. Источник энергии — гравитационное сжатие —
соответствует только что возникшей звезде. На диаграмме
Г—Р звезда, построенная по этой модели, находится в облас-
ти красных гигантов и между этой областью и главной после-
довательностью. Конвекция обеспечивает эффективное переме-
шивание вещества, поэтому химический состав звезды одно-
роден. Модель описывает звезду на ранней стадии эволюции.
б)	Модель звезды нижней части главной последовательно-
сти (М<1,4 Мо). Источником энергии служит горение водо-
рода в протон-протонной цепочке. Температура в центре 12—
14 млн кельвин. Передача энергии в центральных областях
осуществляется излучением (лучистая зона). Примерно на рас-
стоянии, равном половине радиуса, прозрачность вещества
уменьшается настолько, что лучистый перенос «не справляет-
ся», и возникает конвекция (конвективная оболочка). По ме-
ре сгорания водорода гелий накапливается в центральных час-
тях, так как там температура выше и термоядерные реакции
происходят быстрее, но принципиальных изменений модели
нет. На диаграмме Г—Р звезда, построенная по этой модели,
находится вблизи и на главной последовательности в нижней
ее части. Представитель этого типа звезд — Солнце.
в)	Модель звезды верхней части главной последовательно-
сти (М>1,4 MQ). Температура в центре звезды составляет 17—
20 млн кельвин, горение водорода осуществляется в углерод-
но-азотном цикле. Темп выделения энергии очень высок, и в
центре образуется конвективное ядро, которое окружено лу-
чистой оболочкой.
Высокий темп выгорания водорода приводит к тому, что в
центральной части звезды накапливается гелий, и химиче-
ский состав звезды перестает быть однородным.
г)	Модели с неоднородным химическим составом. Это мо-
дели массивных звезд главной последовательности и красных
гигантов, т. е. звезд, находящихся на поздних стадиях эволю-
125
ции. Характерной их особенностью является наличие слоевых
источников энергии, когда в центре звезды полностью исчер-
пывается водород, образуется гелиевое ядро, на поверхности
которого продолжается горение водорода.
Более сложные модели (это модели звезд большой массы
на поздних стадиях эволюции) могут иметь несколько слое-
вых источников энергии, каждый из которых отделяет зоны
с различным химическим составом. Так, переходя все к более
глубоким слоям звезды, мы пересечем первый слоевой источ-
ник, отделяющий богатую водородом внешнюю оболочку звез-
ды от слоя чистого гелия. На нижней границе этого слоя го-
рит гелий (реакции ЗНе=>С и С + Не=>0), слоевой источник
отделяет от гелиевого слоя слой смеси углерода и кислорода,
в нижней части которого происходит реакция C+O=>Mg,
и т. д. В такой модели может чередоваться и несколько кон-
вективных и лучистых зон.
д)	Модель белого карлика. Белый карлик обладает очень
высокой плотностью вещества (р~109—1011 кг/м3). При таких
плотностях газ уже не является идеальным. В полностью
ионизованном веществе белого карлика как бы сосуществуют
два газа: ионный, обладающий свойствами идеального газа, и
электронный, обладающий свойствами вырожденного газа. Дав-
ление в белом карлике обеспечивается электронным газом, и
оно зависит исключительно от плотности вещества.
Звезда находится в равновесии, если гравитационное дав-
ление равно давлению газа. Гравитационное давление
Рис. 72. Диаграмма масса—
радиус для белых карликов.
GM2
pg—, давление вырожденного
газа р~р5/3, тогда при равновесии
R4 р \ R3 / R5 ’
Отсюда
следует, что равновесие возмож-
но, если	т. е. при уве-
личении массы радиус белого
карлика уменьшается.
Но свойства вырожденного газа
при некоторой критической плот-
ности меняются так, что при боль-
ших плотностях меняется урав-
нение состояния, т. е. изменяется
зависимость давления от плотнос-
ти. Теперь она будет такой: р~р4/3.
Но при этом равенство гравитаци-
онного и газового давлений возмож-
но только при определенном зна-
чении массы. Предельная масса
белого карлика оказывается равной
126
примерно 1,4 MQ. Зависимость радиуса от массы показана на
рисунке 72.
В белом карлике плотность значительно увеличивается к
центру, температура же благодаря высокой теплопроводности
вырожденного газа повышается очень медленно. При дости-
жении плотности более 1012 кг/м3 в центре белого карлика мо-
жет образоваться кристаллическое (твердое) ядро.
КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ И ЗАДАЧИ
1.	Опишите физические условия в каждой из оболочек Солнца.
2.	Что такое солнечная активность и как она связана с явлениями на Земле!
3.	Что такое диаграмма спектр—светимость!
4.	Опишите основные модели звезд.
5.	Используя закон Стефана—Больцмана, определите температуру солнечно-
го пятна, если энергия, излучаемая единицей его поверхности, в 2,57 раза мень-
ше, чем излучаемая фотосферой.
6.	Определите положение максимума излучения в спектре звезды, темпера-
тура которой равна 4200 К. Положение максимума излучения в спектре Солнца
533 нм.
7.	Почему температура короны очень высокая!
8.	Поверхностные температуры трех звезд равны соответственно 4500 К,
6000 К, 10 000 К. Определите отношение светимостей, если радиусы этих звезд
относятся как 100:1:0,005.
9.	Оцените температуру в центре звезды, масса которой в 20 раз, а ради-
ус в 10 раз больше радиуса Солнца. Отношение средней плотности к централь-
ной примите равным 0,01.
10.	Масса звезды равна 10 Мо, всего может выгореть 20% запасенного в
ней водорода. На какой срок хватит ей запаса ядерного горючего! Светимость
оцените по диаграмме масса—светимость.
Глава VI
МИР ГАЛАКТИК
§ 28. НАША ГАЛАКТИКА
1.	Форма и размеры Галактики. В ясную безлунную ночь
наше внимание привлекает слабосветящаяся туманная поло-
са, пересекающая все небо, — Млечный Путь (см. вклейку VIII).
Внимательный наблюдатель сразу отметит его сложную клоч-
коватую структуру и неодинаковую в разных местах яркость.
Телескопические наблюдения показывают, что Млечный
Путь представляет собой совокупность огромного числа сла-
бых звезд.
127
Еще в XVIII в. В. Гершель предположил, что Млечный
Путь представляет собой гигантскую звездную систему — Га-
лактику (древнегреческое название Млечного Пути) и предло-
жил метод исследования его структуры. Метод заключается в
подсчете звезд определенной яркости, видимых в данном на-
правлении. Переходя ко все более и более слабым звездам, мы
подсчитываем число звезд, находящихся на все больших и
больших расстояниях. Сопоставляя подсчеты, сделанные в раз-
ных направлениях, можно получить представление о форме,
размерах и строении нашей звездной системы. Гершель счи-
тал, что все звезды обладают одинаковой светимостью, равной
светимости Солнца. Так как большинство звезд действитель-
но имеет светимость, близкую к солнечной, его результаты не
слишком отличаются от современных, в которых светимость
звезд учитывается более точно. Если речь идет о нашей
звездной системе, то Галактика — имя собственное и пишет-
ся с большой буквы; если говорится о других звездных сис-
темах, то галактика — имя нарицательное и пишется с
маленькой буквы.
Галактика — гигантская звездная система. Ее диаметр око-
ло 30 кпк (30 000 пк), а общая масса видимой материи око-
ло 1041 кг, или 1011 масс Солнца. Галактику окружает так на-
зываемая галактическая корона, состоящая из огромного чис-
ла звезд малой массы (М~0,3—0,2 Мо).
Большая часть звезд Галактики сосредоточена в объеме, на-
поминающем по форме линзу, диаметр которой равен диаме-
тру Галактики (30 000 пк, или 30 кпк), а толщина не превы-
шает 4 кпк. Эта область называется галактическим диском,
вдоль его плоскости симметрии — галактической плоско-
сти — располагаются тонким слоем (-200 пк) газовые и га-
зопылевые облака. В целом строение Галактики подобно стро-
ению других спиральных галактик (рис. 73). Солнце располо-
жено вблизи галактической плоскости примерно в 8 кпк от
центра Галактики.
Красные карлики, шаровые скопления, красные гиганты,
короткопериодические цефеиды образуют сферическую состав-
ляющую Галактики. Они занимают сферический объем, и их
концентрация быстро увеличивается к центру. О распределе-
нии звезд короны мы практически ничего не знаем, но наи-
более вероятно, что они распределены в сферическом объеме
радиусом в несколько раз больше, чем радиус Галактики.
В самом центре Галактики располагается ее ядро. Оно за-
крыто от нас огромным облаком поглощающей материи, по-
этому исследуется только в инфракрасном свете и радиоизлу-
чении. Процессы в ядре Галактики изучены плохо. В самом
центре или непосредственно рядом с ним обнаружен источник
нетеплового (т. е. не связанного с горячим газом) радиоизлу-
чения, природа которого неясна. В пределах 300 пк от цент-
128
Рис. 73. Строение Галактики.
ра обнаружено множество признаков образования массивных
звезд. Там имеется газовый диск, масса которого, возможно,
достигает 50 млн масс Солнца. Диск вращается с очень боль-
шой скоростью, причем вдоль его оси из ядра выбрасывается
довольно значительное количество газа.
Недавно получены данные, свидетельствующие о наличии
в Галактике массивной (несколько миллионов масс Солнца)
черной дыры. Черные дыры наблюдаются, когда на ее поверх-
ность падает газ (в галактиках это межзвездный газ). При па-
дении на дыру газ разогревается до миллионов кельвин и све-
тится в рентгеновском диапазоне. В Галактике, по-видимому,
несколько миллионов лет назад произошло падение на черную
дыру массивного тела. Это вызвало мощнейший взрыв, в ре-
зультате которого межзвездный
газ выбросило из окрестностей
черной дыры.
2.	Вращение Галактики. Ис-
следования собственных движе-
ний звезд в Галактике показы-
вают, что галактический диск
вращается. Период вращения
для разных расстояний от цент-
ра различен (т. е. Галактика
вращается не как твердое те-
ло). Для Солнца и окружаю-
щих его звезд он равен пример-
но 180 млн лет. Линейная ско-
рость вращения при удалении
от центра сначала быстро возра-
стает, затем на очень большом
Рис. 74. Распределение линейных
скоростей вращения в отдельных
галактиках.
129
расстоянии остается постоянной или даже увеличивается. Ана-
логичное распределение скоростей вращения характерно и для
других галактик (рис. 74).
Такая зависимость скорости вращения звезд от расстояния
до центров галактик не согласуется с наблюдаемым распреде-
лением звезд, что и привело к заключению о существовании
у галактик ненаблюдаемых галактических корон. Многочис-
ленные наблюдения скоростей галактик в их скоплениях
привели к заключению, что масса ненаблюдаемой материи в
10 раз превышает массу видимых звезд.
Природа этой массы остается неизвестной. Начиная с
1993 г. проводятся исследования короны нашей Галактики.
Применяется для этого особый метод, возникший с развити-
ем техники наблюдений. Такой метод называется методом
микролинзирования. Основан он на том, что звезда своим гра-
витационным полем отклоняет свет, проходящий от более
далекого объекта, а поскольку звезда представляет собой сфе-
рически симметричное тело, она играет роль положительной
линзы.
Теперь представим себе, что между очень удаленной звез-
дой и наблюдателем проходит некое тело с массой, сравнимой
с массой Солнца. В результате микролинзирования мы уви-
дим, что яркость этой звезды увеличится. Для нас это будет
неожиданная вспышка наблюдаемой звезды. Конечно, такое
событие будет достаточно редким. Но если наблюдать одновре-
менно много звезд, то можно увидеть такое событие.
Современные приемники излучения в сочетании с мощны-
ми ЭВМ позволили провести такие исследования звезд бли-
жайшей к нам галактики — Большого Магелланова Облака.
Удалось зафиксировать достаточно много вспышек, чтобы прий-
ти к выводу, что они вызваны микролинзированием звезд
массами 0,2—0,3 Мо. Непосредственно наблюдать такие звезды
на этих расстояниях мы не можем: они слишком слабы. Но
общая масса звезд короны, по-видимому, слишком мала (не
более 30%), чтобы объяснить, из чего состоит галактическая
корона. Кроме того, нужно отметить, что не совсем понятно,
как образовалось столь большое количество звезд малой мас-
сы в периферийных областях Галактики.
Открытие короны не приводит к существенному изменению
наших представлений о строении внутренней части Галакти-
ки и о процессах, которые там происходят. Оно значительно
только для оценки таких величин, как средняя плотность ве-
щества во Вселенной. В дальнейшем, говоря о Галактике, мы
будем говорить о тех объектах, которые мы можем наблюдать
обычными средствами.
(К вопросу о скрытой массе мы вернемся еще раз в § 31.)
130
§ 29.	ОБЪЕКТЫ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
1.	Звездные скопления. Часть звезд Галактики входит в
звездные скопления, представляющие собой системы, состоя-
щие из большого количества звезд (от нескольких десятков до
нескольких миллионов), связанных силами взаимного тяготе-
ния. Скопление движется в Галактике как единое целое, что
говорит и об общем одновременном происхождении звезд, его
составляющих.
Скопления делятся на рассеянные и шаровые (см. вклей-
ку VIII). Рассеянные скопления содержат от нескольких де-
сятков до нескольких тысяч звезд. Расположены они в поло-
се Млечного Пути, т. е. принадлежат диску Галактики. Из-за
малой массы и достаточно больших размеров рассеянные скоп-
ления под действием притяжения других звезд Галактики
постепенно распадаются, и их звезды сливаются со звездами
фона. Время существования рассеянных скоплений не превы-
шает 109 лет, а возраст известных скоплений лежит в преде-
лах от десятков миллионов до полмиллиарда лет. Эти оценки
хорошо подтверждают общее и одновременное происхождение
звезд скопления.
Шаровые скопления содержат уже сотни тысяч и миллио-
ны звезд. Они очень компактны, и силы взаимного притяже-
ния намного превышают притяжение остальных звезд Галак-
тики. Поэтому шаровые скопления вполне устойчивы. Это
самые старые объекты Галактики — их возраст не менее
1О10 лет, что практически совпадает с возрастом Галактики.
Всего в нашей Галактике насчитывается около 200 шаровых
и несколько тысяч рассеянных скоплений.
2.	Межзвездная среда. Гравитационная неустойчивость. Еще
в начале XX в. Р. Трюмбель обратил внимание на то, что уда-
ленные от нас звезды имеют более красный цвет, чем звезды
с таким же спектром, но расположенные ближе. Так, было ус-
тановлено, что в межзвездном пространстве содержится до-
вольно большое количество мелкой пыли (размеры пылинок
порядка микрона), которая состоит из небольших силикатных
и железных частиц.
Существование межзвездного газа было доказано спектро-
скопическим методом. В спектрах многих звезд обнаружены
«лишние» спектральные линии, несомненно, принадлежащие
межзвездной среде. Более того, было установлено, что огром-
ные светлые туманности (размеры которых достигают сотен
парсек) состоят из ионизованного газа.
Большая часть массы межзвездного газа сосредоточена в
облаках межзвездного газа. Появление облаков объясняется
тем, что однородная газовая среда неустойчива. Действитель-
но, если в газе неожиданно возникнет возмущение, т. е. в ка-
ком-то месте случайно увеличится плотность, то газовое дав-
131
ление будет стремиться возвратить газ в первоначальное со-
стояние, но этому будут препятствовать силы гравитации. Си-
лы давления практически не изменяются с увеличением раз-
меров сжимающейся области. Силы гравитации возрастают с
увеличением ее объема, поэтому образование, большее некото-
рого объема, обязательно начнет сжиматься.
Очевидно, что большие флуктуации возникают реже мень-
ших, поэтому однородная среда обязательно разобьется на от-
дельные фрагменты (облака), размеры которых определятся
равенством сил давления и сил гравитации. Очевидно, что,
чем меньше плотность и чем больше температура газа, тем
больше размеры фрагментов и тем больше их масса. Столь же
очевидно, что уменьшение или увеличение плотности может
привести либо к распаду облака на более мелкие фрагменты,
либо к его сжатию.
3.	Газовые и газопылевые облака. Межзвездный газ состо-
ит из водорода и гелия с небольшой примесью всех остальных
элементов. Наибольший интерес представляют холодные газо-
вые облака. В них водород находится в нейтральном состоя-
нии. Облака обнаруживают по излучению в радиодиапазоне,
главным образом по излучению водорода в длине волны
21 см.
Линии поглощения нейтрального водорода лежат в дале-
кой ультрафиолетовой области спектра. А это значит, что ве-
щество туманности практически прозрачно для видимого из-
лучения и туманность не нагревается светом большинства звезд.
При достаточно низких температурах (порядка 80 К) в га-
зе начинают появляться молекулы, что приводит к дальней-
шему понижению температуры, поскольку молекулы излуча-
ют уже в инфракрасном диапазоне. Это излучение свободно
покидает туманность. Одновременно в такой туманности появ-
ляются пылинки. Они также способствуют понижению темпе-
ратуры. В результате образуется так называемое гигантское
молекулярное облако — ГМО. Мелкомасштабные конденсации
Рис. 75. Темная туманность Кон-
ская Голова.
в нем, судя по всему, дают на-
чало звездным скоплениям, а
малые уплотнения — отдельным
звездам.
В плотных холодных частях
ГМО образуются и более слож-
ные, чем водород, молекулы. Их
известно сейчас свыше 300, в
том числе такие сложные, как
муравьиная кислота, и даже
одна из аминокислот — глицин.
Газопылевые облака обнару-
живаются нами, так как они за-
крывают свет звезд, расположен-
132
ных дальше. Обычно они называются темными туманностями
(рис. 75).
4.	Светлые туманности. ГМО имеют размеры от 1 до 100 пк.
Это значит, что они могут содержать не один десяток звезд.
Если это звезды типа Солнца, то их присутствие ничего не
меняет. Для видимого света газ прозрачен, а энергии, излу-
чаемой звездой, недостаточно, чтобы нагреть и испарить
пылинки.
Но если в ГМО появляется массивная звезда, а такие об-
лака и являются местом, где рождаются звезды, то картина
меняется. Прежде всего в области, близкой к звезде, исчеза-
ет пыль, и газовое облако становится прозрачным. Кроме то-
го, массивная горячая звезда большую часть своей энергии из-
лучает в далекой ультрафиолетовой части спектра. Газ нейт-
рального и молекулярного водорода непрозрачен для этой
части спектра. При поглощении ультрафиолета водород иони-
зуется, причем оторвавшийся электрон обладает большой ки-
нетической энергией, в результате чего повышается темпера-
тура и давление внутри облака и уплотняются еще неионизо-
ванные облака газа. Повышение плотности приводит к даль-
нейшей фрагментации облака и распространению процесса звез-
дообразования.
Повышение температуры также приводит к ионизации во-
дорода и включению механизма переработки ультрафиолето-
вого излучения звезд в видимый свет. Облако начинает све-
титься, и появляется светлая диффузная туманность.
В веществе туманности не только происходит процесс
ионизации, но и непрерывно идет обратный процесс — про-
цесс рекомбинации. При рекомбинации электрон обязательно
попадает на один из высоких энергетических уровней. Сери-
ей каскадных переходов электрон непременно перейдет на вто-
рой уровень, при этом будет узлучен квант серии Бальмера,
т. е. квант, соответствующий одной из линий в видимом ди-
апазоне спектра. Чаще всего это будет красная линия На. Та-
кой механизм свечения в видимом свете характерен для боль-
шинства светлых туманностей. Бальмеровский квант свобод-
но уходит из туманности (для поглощения его необходимо на-
личие атомов водорода, у которых электрон находится на вто-
ром уровне, но таких атомов очень мало, так как электрон на
втором уровне через 10-8 спонтанно переходит на первый.)
Наконец, еще один механизм свечения туманностей. Он
осуществляется в волокнистых туманностях (см. форзац II),
остатках сверхновых (см. Крабовидную туманность на форза-
це II), пульсарах, рентгеновских источниках. Во всех этих
объектах существуют значительное магнитное поле и быстро-
движущиеся электроны. Движение очень быстрого (реляти-
вистского) электрона в магнитном поле сопровождается
специфическим излучением, названным синхротронным, по-
133
скольку было впервые обнаружено в мощных ускорителях эле-
ментарных частиц — синхротронах.
К светлым туманностям относятся (хотя их природа и дру-
гая) планетарные туманности (см. форзац II). Это небольшие
светлые туманности, которые видны либо в виде светящегося
кольца, либо в виде диска, подобного диску Урана или Неп-
туна (отсюда название). Это небольшие газовые облака разме-
рами не более 0,1 пк и массами около 0,1 Мо. Они представ-
ляют собой оторвавшуюся оболочку красного гиганта. В
центре ее находится очень горячая звезда, которая, остывая,
превращается в белый карлик. Светит планетарная туманность,
преобразуя ультрафиолетовое излучение горячей звезды в
видимый свет. Планетарная туманность — недолговечное
образование: она расширяется и распадается в течение несколь-
ких десятков тысяч лет.
Распределение цветов на фотографии планетарной туман-
ности позволяет сделать некоторые выводы о ее строении. Внут-
ренняя часть туманности заполнена очень горячим газом (бо-
лее 40 000 К). Водород в этой области полностью ионизован.
Свечение обусловлено излучением атомов трижды ионизован-
ных кислорода и азота. Такие атомы излучают в так называ-
емых «запрещенных линиях». В этих ионах при столкновени-
ях с электроном электрон часто попадает на уровень, переход
с которого «запрещен» (происходит с очень малой вероятно-
стью). В земных условиях такой переход осуществляется без
излучения, поскольку избыточную энергию ион отдает при
столкновениях. В крайне разреженном газе планетарной ту-
манности столкновения крайне редки и «запрещенный» пере-
ход все же происходит.
В желтых областях температура несколько ниже, много-
кратно ионизованных атомов кислорода и азота мало и свече-
ние происходит главным образом в желтой линии ионизован-
ного гелия. Наконец, в красных областях температура еще ни-
же, там светит водород в самой сильной красной линии На.
Впечатление кольца возникает по той же причине, почему
край Солнца кажется нам резким. Луч зрения, который на-
правлен к нам от центральной звезды, проходит тонкий слой,
оптическая толщина которого оказывается очень малой. Луч
зрения, который направлен по краю сферического газового об-
лака, проходит в этом слое значительно больший путь, опти-
ческая толщина на этом направлении оказывается достаточно
большой.
5.	Спиральная структура Галактики. Исследования распре-
деления в пространстве белых и голубых сверхгигантов, зон
ионизованного водорода и ГМО показывают, что в Галактике
существует выраженная спиральная структура, хорошо соот-
ветствующая спиральным структурам других галактик. Очень
хорошо спиральная структура видна на рисунках форзаца II.
134
Рис. 76. Спиральная структура Галактики (О — положение Солнца;
+ — центр Галактики).
В нашей Галактике спиральная структура состоит из несколь-
ких спиральных рукавов (рис. 76). Они представляют собой
волны плотности, распространяющиеся в сторону, противопо-
ложную вращению Галактики (точнее, ее диска). Концентра-
ция звезд в волне увеличивается незначительно, но реакция
межзвездной среды достаточно велика. Разгоняясь в гравита-
ционном поле звезд, газ ускоряется, и его плотность может
увеличиться в несколько раз. Увеличение плотности в ГМО
приведет к тому, что газ начнет сжиматься. В облаке начнет-
ся процесс звездообразования. В первую очередь образуются
звезды-гиганты (просто потому, что их образование и эволю-
ция происходят значительно быстрее). Таким образом, спи-
раль будет отличаться повышенной концентрацией облаков
нейтрального и молекулярного газа с той стороны спирали, с
которой он втекает в волну, и большим количеством ярких
звезд с противоположной стороны.
§ 30.	ГАЛАКТИКИ
1.	Определение расстояний до галактик. Галактики настоль-
ко далеки от нас, что непосредственное определение расстоя-
ний до них (измерение параллакса) невозможно. Однако уже
в 20-х гг. XX в. удалось увидеть в туманности Андромеды от-
дельные цефеиды. Поскольку светимость цефеид определяет-
135
ся по ее периоду (см. § 25), это дало возможность вычислить
расстояние до туманности Андромеды. Еще раньше тем же ме-
тодом были определены расстояния до Большого и Малого Ма-
геллановых Облаков. Раздвинуть пределы, в которых можно
оценивать расстояния до галактик, удалось после разработки
статистических методов.
2.	Закон Хаббла. В 1929 г. выдающийся американский
астроном Э. Хаббл обнаружил, что все галактики удаляются
от нас, причем скорость удаления тем больше, чем дальше они
находятся. Проявляется это в том, что все линии из-за эффек-
та Доплера смещаются в красную сторону (рис. 77). Как ока-
залось, это смещение было предсказано А. А. Фридманом и
Вид галактики
на фотографии
и расстояние до нее	Фотографии спектра
Около 600 Мпк
60 900 км/с
Рис. 77. Красное смещение галактик. (Слева помещены фотографические
изображения галактик, имеющих приблизительно одинаковые размеры; спра-
ва — их спектры со спектрами сравнения. Стрелки указывают красное сме-
щение, соответствующее данной скорости удаления.)
136
следует из теории относительности (см. § 31). Поэтому такое
явление было названо «красное смещение».
Скорость удаления, по Хабблу, связана с расстоянием вы-
ражением
v=Hr,
где v — скорость удаления, выраженная в километрах в се-
кунду (км/с); г — расстояние, выраженное в мегапарсеках;
Н — постоянная Хаббла, имеющая по современным данным
значение 85 км/(с*Мпк).
3.	Основные типы галактик. Мир галактик представляет
нам невообразимое разнообразие индивидуальных форм. Не-
смотря на это, можно выделить несколько основных типов га-
лактик.
Более половины всех известных галактик относится к ти-
пу спиральных (S). Все они отличаются выраженным ядром
и отходящими от него спиральными ветвями, которые анало-
гичны спиральным ветвям нашей Галактики. В них много га-
за и пыли, происходит процесс звездообразования, о чем го-
ворит большое количество белых и голубых сверхгигантов, со-
средоточенных в ветвях.
Существует два типа спиральных галактик: обычные и пе-
ресеченные (см. форзац II). Отличаются они местом, где на-
чинаются спирали. В обычных галактиках они начинаются не-
посредственно у ядра. В пересеченных галактиках начало спи-
ралей находится на концах странного образования, называ-
емого перемычкой (баром). Поэтому пересеченные спирали
часто называются «барретспирали». Чем вызваны эти разли-
чия, не вполне ясно. Существует гипотеза, что это одна из
ранних стадий развития спиральных галактик, что подтверж-
дается некоторыми расчетами.
Среди спиральных галактик встречаются гиганты (Га-
лактика, туманность Андромеды), массы которых достигают
1012 Мо, и карлики массами около 108 MQ9 светимости их ле-
жат в пределах от 1034 до 1037 Вт.
Около трети галактик относится к типу эллиптических (этот
тип галактик обозначается буквой Е с добавлением цифр, по-
казывающих сжатие, 0—7). Такая галактика видится круж-
ком или овалом без выраженной внутренней структуры с не-
большим увеличением яркости к центру. В эллиптических га-
лактиках нет пыли и газа, а самые яркие звезды — красные
гиганты. Среди эллиптических галактик встречаются сверхги-
ганты массами до 1012 MQ и светимостями до 1038 Вт и кар-
лики массами 108 MQ и светимостями до 1031 Вт.
Все остальные галактики относятся к неправильным
(см. форзац II). В этих галактиках много пыли и газа, про-
должается процесс звездообразования. Массы и светимости у
них, как у карликовых спиральных и эллиптических галак-
137
тик. К неправильным относятся
и взаимодействующие галакти-
ки. Это две близко расположен-
ные галактики, формы которых
искажены приливными силами
(рис. 78). В отдельных случаях
можно предполагать, что мы ви-
дим столкновение или слияние
галактик. Так, на рисунке фор-
заца II показана галактика М51,
на конце спиральной ветви ко-
торой висит еще одна галакти-
ка. Не исключено, что мы на-
блюдаем поглощение меньшей
галактики большей. Как часто
осуществляется такой процесс,
Рис. 78. Взаимодействующие мы не знаем, но не исключено,
галактики.	что в те времена, когда образо-
вывались галактики, этот про-
цесс играл важную роль.
Тип галактики не связан с ее эволюцией, т. е. галактика
одного типа в процессе эволюции не может превратиться в га-
лактику другого типа. Различие в спиральных и эллиптиче-
ских галактиках заложено с момента образования и, по-види-
мому, объясняется вращением. Спиральные вращаются быст-
ро, эллиптические — медленно или вообще не вращаются. Чем
обусловлено появление неправильных галактик, пока неясно.
4.	Скопления галактик. Большинство (около 90%) галак-
тик входит в группы (до десятков объектов) и скопления (до
сотен и тысяч объектов). Наиболее исследована Местная груп-
па, в которую входят наша Галактика, туманность Андроме-
ды, вероятно, сверхгигантская эллиптическая галактика, за-
крытая от нас ГМО в Галактике, и около 30 карликовых эл-
липтических и неправильных галактик, расположенных в ра-
диусе около 1,5 Мпк. На расстояниях до 20 Мпк найдено еще
около 20 групп галактик.
Ближайшее к нам скопление в Деве размером около
50 Мпк (рис. 79) содержит около 200 только галактик высо-
кой и средней светимости. Другие хорошо изученные скопле-
ния расположены в созвездиях Волос Вероники (расстояние
125 Мпк) и Северной Короны (350 Мпк). Самое далекое скоп-
ление, также находящееся в Волосах Вероники, удалено от
нас на расстояние 5200 Мпк.
Скопления создают еще более грандиозные структуры
(рис. 80) — сверхскопления, размеры которых около 60 Мпк.
Общее число галактик, входящих в сверхскопления, по-види-
мому, превышает 20 000. Всего сейчас известно около 50 сверх-
скоплений. Они расположены в «стенках» некоей, еще не впол-
138
Рис. 79. Скопление галактик в Деве.
не уверенно просматриваемой ячеистой структуры, внутри яче-
ек ничего (?) нет.
5.	Активные галактики. Особое внимание привлекают в на-
стоящее время исследования активных галактик. Их откры-
тие связано с развитием радиоастрономии. При первом же ра-
диообзоре неба было обнаружено несколько сотен компактных
радиоисточников (сейчас их более 10 000). Фотографирование
областей неба, где они находятся, позволило отождествить зна-
чительную часть из них с далекими галактиками (остальные
принадлежат Галактике — это остатки сверхновых).
Самыми слабыми радиоисточниками оказались спиральные
139
и эллиптические галактики (мощностью излучения 1032 и
1035 Вт в диапазоне дециметровых волн, что на 3—5 порядков
меньше, чем мощность излучения в видимом свете). Но у не-
которых галактик мощность радиоизлучения вдвое превыша-
ет мощность излучения в видимом диапазоне и в миллион раз
больше мощности обычной галактики в рад ио диапазоне. При
этом спектр радиоизлучения нетепловой, т. е. радиоизлучение
образуется при движении быстрых электронов в магнитных
полях. Часто в радиогалактиках наблюдается и мощное рент-
геновское излучение. Так, в галактике М81 (она же Дева А)
мощность излучения в рад ио диапазоне составляет 1033 Вт, а в
рентгеновском — 1035 Вт. Рентгеновское излучение также воз-
никает при движении электронов в магнитных полях, но ско-
рость их очень велика: она близка к скорости света.
В радиогалактиках часто наблюдаются выбросы вещества
сложной структуры, масса которых может достигать Hr М0.
Природа этих выбросов, требующих энергии порядка 1046 Дж,
что соответствует излучению Галактики за миллиард лет, и
источники такой энергии пока неясны.
Во многих активных галактиках (как с радиоизлучением,
так и без него) в ядрах наблюдается движение огромных масс
газа (до 108 М0) со скоростями от 500 до 4000 км/с. При этом
ядра этих галактик имеют очень небольшие размеры, часто не
превышающие 10 пк. Некоторые объекты к тому же оказы-
ваются переменными: их светимости могут изменяться в 400—
1000 раз.
Для объяснения явления активности галактик была выдви-
нута гипотеза о существовании в них сверхмассивных черных
дыр. Эта гипотеза нашла подтверждение в 1994 г., когда на
космическом телескопе Хаббла удалось сфотографировать га-
зовый диск в центре галактики М81, упомянутой выше как
галактика Дева А, и определить скорость его вращения. Это
дало возможность определить массу центрального тела, кото-
рое оказалось сверхмассивной черной дырой.
6.	Квазары. В 1963 г. были обнаружены квазизвездные ра-
диоисточники — квазары. Сначала их назвали радиозвездами,
поскольку их оптические изображения не отличались от звезд.
После измерения их красных смещений и определения рассто-
яний стало ясно, что это самые мощные источники излуче-
ния, которые встречаются в природе. Расстояние до квазара
3C273 оказалось равным 3 млрд св. лет, до квазара ЗС9 —
13 млрд св. лет. Вычисления светимости показали, что свети-
мость квазара в видимом диапазоне больше светимости гигант-
ской галактики примерно в 100 раз, а в радиодиапазоне пре-
вышает 1042 Вт, что в 100 000 раз превышает мощность ра-
диоизлучения Галактики.
Еще большее удивление вызвала открытая несколько поз-
же переменность квазара. Оказалось, что некоторые квазары
140
меняют свою светимость в 20 раз всего за 6—7 дней. Но это
значит, что столь огромная энергия выделяется областью, раз-
меры которой меньше 1000 — 10 000 а. е. Хотя и ясно, что
механизм выделения энергии у квазара и активной галакти-
ки в принципе один и тот же — падение газа на сверхмассив-
ную черную дыру, тем не менее вопрос о природе квазара еще
далек от окончательного решения.
КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ И ЗАДАЧИ
1.	Что такое Галактика! Опишите строение Галактики.
2.	Что такое звездное скопление! Перечислите его типы.
3.	Что такое туманность, ГМО!
4.	Каковы причины свечения туманностей!
5.	Что такое «гравитационная неустойчивость»,
6.	Опишите основные типы галактик.
7.	Что такое красное смещение!
8.	Что такое активные галактики!
9.	Что такое квазар!
10.	Что такое скопление галактик!
Глава VII
РАЗВИВАЮЩИЙСЯ МИР
§ 31. БОЛЬШАЯ ВСЕЛЕННАЯ
1.	Ньютоновская модель мира. Появление системы Копер-
ника, поместившего в центре мира (Вселенной) не Землю, а
Солнце, и открытие Галилеем спутников Юпитера сделало
ненужным само понятие центра мира и привело к постро-
ению первой научной системы мира, основанной на теории
Ньютона и получившей название ньютоновской или класси-
ческой.
По Ньютону, мир — это бесконечное пространство, в кото-
ром выполняются все постулаты геометрии Евклида. Прост-
ранство неограниченно простирается во все стороны, время все-
гда и везде равномерно течет с одинаковой скоростью. Мир
бесконечен во времени и пространстве и однороден, т. е. если
взять достаточно большой объем, то свойства материи, глав-
ным из которых является средняя плотность материи, в этом
объеме ничем не отличаются от свойств материи, заключен-
ной в любом другом таком же объеме. Все тела во Вселенной
связаны силами взаимного тяготения.
Понятие однородности мира требует объяснения. Оно со-
вершенно аналогично понятию однородности газа или жидко-
141
сти. Действительно, о достаточно большом объеме газа мы мо-
жем говорить, что в любой части этого объема содержится од-
но и то же количество молекул или атомов, т. е. газ можно
считать однородным. Для воздуха в комнате таким объемом
может служить, скажем, объем 1 см3. Но если мы будем ис-
следовать воздух объемом 10-18 см3, то в двух соседних объ-
емах воздуха количество атомов уже может отличаться весьма
существенно. Кроме того, если мы возьмем объем воздуха в
несколько сот кубических километров, то в таком объеме газ
нельзя считать однородным, так как в разных частях этого
объема плотность газа окажется различной. Если мы перей-
дем к пространству во Вселенной, то в масштабах галактики
нельзя говорить об однородности, поскольку в соседних объ-
емах средняя плотность материи окажется разной. Но если
брать объемы в масштабах сотен мегапарсек, то такие и боль-
шие объемы уже неотличимы по средней плотности вещества
в них. В то же время эти объемы малы по сравнению с объ-
емом наблюдаемой части Вселенной. В этом смысле Вселен-
ная однородна.
В теории Ньютона невозможно вычислить силу тяготения,
так как она является суммой всех сил, действующих со сто-
роны всех тел Вселенной; кроме того, невозможно объяснить,
почему ночное небо темное. Ведь луч зрения, продолжаясь в
бесконечном пространстве, равномерно заполненном звездами,
рано или поздно, но обязательно попадет в какую-нибудь звез-
ду, т. е. небо должно быть полностью закрыто звездами и си-
ять так, как сияет поверхность Солнца. В то же время в ог-
раниченном объеме закон Всемирного тяготения строго выпол-
няется. Два эти противоречия называются гравитационным и
фотометрическим парадоксами.
2.	Общая теория относительности. В начале XX в. А. Эйн-
штейн построил новую теорию пространства — времени-тяго-
тения, названную общей теорией относительности (ОТО). Это
очень сложная и глубокая теория, описывающая свойства про-
странства и времени в связи с распределением и движением
материи. Она позволила совершенно по-новому взглянуть на
проблему строения и эволюции Вселенной в целом.
Вообще вопрос о применении той или иной теории к Все-
ленной в целом — один из сложнейших вопросов философии
естествознания. Ведь теория строится на материале исследо-
ваний и экспериментов в ограниченной области пространства
и на ограниченном промежутке времени, а применяется ко
всей Вселенной. Поэтому в каждый данный момент мы долж-
ны считать, что наши представления о Вселенной верны. Но
при этом необходимо понимать, что в дальнейшем наступит
момент, когда новые экспериментальные данные приведут к
заключению, что наша теория неверна. Так будет создана но-
вая теория, которая сможет объяснить новые и старые экспе-
142
риментальные данные и определит границы, в которых верна
и применима старая теория.
В ОТО нет гравитационного парадокса, как такового, так
как в ней непосредственно вычисляются ускорения тел отно-
сительно друг друга, а суммарное действие удаленных тел рав-
но нулю. Легко разрешается и фотометрический парадокс, о
чем будет сказано ниже.
Несмотря на то что ОТО очень сложна математически, ос-
новные ее идеи можно понять, не прибегая к высшей матема-
тике. В ее основе лежат два постулата, основанные на точных
экспериментах:
1.	Скорость света есть предельная скорость распределения
сигнала и одинакова во всех системах отсчета (опыт Майкель-
сона—Морлея, лежащий в основе специальной теории относи-
тельности).
2.	Все тела в гравитационном поле движутся с одинаковым
ускорением независимо от массы.
Уже в специальной теории относительности (СТО) Эйнштейн
показал, что мир имеет четыре измерения — три пространст-
венных и одно временное. Но СТО применимо только к инер-
циальным системам отсчета. В неинерциальной системе отсче-
та (в ньютоновской физике) появляются силы инерции (на-
пример, центробежная сила), которые тоже вызывают ускоре-
ния всех тел, не зависящие от массы. Эйнштейн предположил,
что силы тяготения имеют ту же природу, что и силы инер-
ции. В действительности в четырехмерном мире тела движут-
ся тоже по инерции. Но наличие тяжелой массы (чаще гово-
рят: гравитационной массы) приводит к тому, что свойства че-
тырехмерного пространства в ее окрестности изменяются, оно
становится искривленным. Это означает, что правила измере-
ний расстояний в таком пространстве отличаются от теоремы
Пифагора. Пространство с такими новыми правилами называ-
ется искривленным.
Мы ощущаем только трехмерное пространство. Поэтому дви-
жение тел, наблюдаемое нами, — это проекция четырехмер-
ного пространства на трехмерное пространство и на ось вре-
мени. Естественно, что при таких проекциях возможны иска-
жения. Очень грубая аналогия — географическая карта. На
любой карте есть искажения, и очень значительные, если кар-
та изображает весь земной шар или значительную его часть.
Так, на картах в проекции Меркатора меридианы и паралле-
ли изображаются прямыми линиями. В этой проекции нет по-
стоянного масштаба. Поэтому если мы проведем на глобусе
большой круг (аналог прямой на плоскости) и будем двигать-
ся по нему равномерно, то на карте Меркатора наша траекто-
рия представится кривой линией и движение по ней будет ус-
коренным.
Ряд выводов ОТО непосредственно касается астрономиче-
143
Неких проблем. Так, ОТО необхо-
димо для расчетов движения
малых планет и космических
аппаратов, при полетах к асте-
роидам и далеким планетам.
Примером необходимости таких
расчетов служат проекты «ВеГа»
(полет к Венере, оттуда навстре-
чу комете Галлея) и проекты
«Пионер» и «Вояджер». ОТО
предсказала черные дыры (о них
Рис. 81. Гравитационные линзы. подробнее ниже), гравитацион-
ные волны (прямых измерений
нет, но косвенные подтверждения есть) и искривление лу-
чей света в поле тяготения (так называемая гравитационная
линза). На рисунке 81 показана одна из таких линз, снятых
космическим телескопом Хаббла. Все объекты на этом сним-
ке — галактики, их форма искажена отклонением лучей
света в поле тяготения невидимой нами галактики, располо-
женной значительно ближе к нам. Можно уверенно сказать,
что все предсказанные ОТО эффекты обнаружены и полностью
подтверждают выводы теории.
3.	Модель Фридмана. В 20-х гг. нашего столетия выдаю-
щийся советский физик А. А. Фридман установил, что из урав-
нений ОТО следует, что Вселенная не может быть неизмен-
ной, она должна эволюционировать. Наш мир должен сжи-
маться или расширяться. С точки зрения наблюдателя (неза-
висимо от того, в какой точке он находится: ведь мир одно-
роден и в каждой точке все происходит так же, как и во всех
остальных), все далекие объекты удаляются от него (или при-
ближаются к нему) с тем большей скоростью, чем дальше они
расположены. При этом изменяется средняя плотность ве-
щества во Вселенной. В наблюдениях расширение Вселенной
проявляется в том, что в спектрах далеких галактик ли-
нии поглощения смещаются в красную сторону спектра.
Это и есть уже описанное нами красное смещение (см.
§ 30, п. 2).
Красное смещение легко снимает фотометрический пара-
докс. Ведь при переходе ко все более и более удаленным объ-
ектам яркость звезды уменьшается еще и потому, что из-за
красного смещения уменьшается энергия кванта. Когда ско-
рость удаления приближается к скорости света, звезда стано-
вится невидимой.
В теории Фридмана появляется величина, называемая кри-
тической плотностью; она может быть выражена через посто-
янную Хаббла:
___зн
PR-8jtG’
144
ЗЕМЛЯ И ЛУНА
вклейка I
1.	Земля (вид из космоса).
2.	Внутреннее строение планет
группы Земли.
3.	Луна. Кратер Коперник.
4.	Видимая сторона Луны.
5.	Обратная сторона Луны.
1. Марс (общий вид).
2. Так рисовали карту Марса
по наблюдениям с Земли
сторонники каналов.
3.	Высочайшая гора в Солнечной
системе — вулкан Олимп на Марсе.
4.	Южная полярная шапка Марса летом.
5.	Пейзаж Марса по снимкам АМС
«Викинг».
1.	Юпитер.
2.	Строение Юпитера.
3.	Кольца Сатурна.
4.	Кольцо Юпитера.
5.	Сатурн.

АСТЕРОИДЫ, КОМЕТЫ, МЕТЕ РI [ вклейка V|
1.	Комета Хэйла — Боппа.
2.	Астероид Эрос.
3.	Астероид Ида.
4.	Комета Хиякутаки.
5.	Ядро кометы Галлея.
1.	Грануляция.
2.	Пятно на Солнце.
3.	Корона в минимуме солнечной
активности.
4.	Протуберанец и факелы (снимок
в спектральной линии водорода).
5.	Спектры Солнца и паров некоторых
элементов. Линии в спектрах
совпадают.
6.	Группа солнечных пятен (для мас-
штаба помещено изображение
Земли).
7.	Солнце. Общий вид на экране
телескопа.
ЗВЕЗДЫ
вклейка VII
-	Т	I	1	-	!
рост	30 000	10 000	6 000	3 С«>
1.	Диаграмма Герцшпрунга —
Рессела.
2.	Диаграмма Герцшпрунга —
Рессела для старого скопления.
3.	Диаграмма соотношения масса —
светимость.
ГАЛАКТИКА (Млечный Путь) [ вклейка VIII
4. Рассеянное звездное скопление.
1.	Участок Млечного Пути.
2.	Участок Млечного Пути в направле-
нии центра Галактики.
3.	Шаровое звездное скопление.
где Н — постоянная Хаббла; G — гравитационная постоян-
ная.
В больших масштабах (десятки и сотни мегапарсек) свой-
ства пространства и времени зависят от средней плотности ве-
щества во Вселенной (р). Если эта плотность меньше крити-
ческого значения (рк), то мир бесконечен во времени и прост-
ранстве. Его геометрические свойства описываются геометри-
ей Лобачевского, в которой предполагается, что через точку
можно провести любое количество прямых, параллельных дан-
ной. При р—рк мир описывается привычной нам геометрией
Евклида (через точку можно провести только одну прямую,
параллельную данной). В этих случаях мир бесконечен. При
р>рк мир имеет конечный объем и в нем содержится конеч-
ная масса вещества. При этом мир не имеет границ. Предста-
вить себе такой мир невозможно, ибо мы ощущаем только
трехмерный мир. В ОТО мир четырехмерный: три простран-
ственных измерения и время. Ближайшим, привычным нам
аналогом замкнутого, конечного мира является поверхность
шара. Она тоже конечна и не имеет границ. Более подробное
рассмотрение этого вопроса выходит за рамки школьной про-
граммы.
Дальнейшая «судьба» Вселенной зависит от ее средней плот-
ности (р). Если р>рк, то скорость расширения будет замед-
ляться, в конце концов расширение сменится сжатием и Все-
ленная вернется к исходному состоянию. Если р<рк, то рас-
ширение будет происходить неограниченно долго.
Какова в действительности средняя плотность во Вселен-
ной в настоящее время, не совсем ясно. По современным
оценкам значение средней плотности лежит между 5-10-27 и
3-Ю28 кг/см3. Но эти оценки основаны на наблюдаемых фор-
мах материи и в несколько раз меньше критической. По об-
щему мнению, средняя плотность практически совпадает с кри-
тической. Недостающая масса и есть скрытая масса, но что
она собой представляет, пока неясно.
ОТО позволяет интерпретировать постоянную Хаббла как
величину, обратную промежутку времени, прошедшего с мо-
мента возникновения Вселенной:
Действительно, если идти по шкале времени назад, то по-
лучается, что примерно 15—20 млрд лет Вселенная имела ну-
левые размеры и бесконечную плотность. Такое состояние при-
нято называть сингулярностью. Она появляется во всех вари-
антах фридмановской модели. Ясно, что здесь лежит предел
применимости теории и нужно выходить за рамки этой моде-
ли. При достаточно малых временах квантовые эффекты (ОТО
чисто классическая теория) становятся определяющими.
6 Порфирьев «Астрономия, 11 кл.»
145
§ 32.	ОТ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА ДО ОБРАЗОВАНИЯ
ГАЛАКТИК
1.	Возникновение Вселенной. В последние годы успехи
теории элементарных частиц позволили разработать «сцена-
рий» событий, происходивших в первые мгновения существо-
вания Вселенной. Термин «сценарий» появился сравнительно
недавно. Он означает, что проводится качественный анализ
возможных следствий принятых исходных положений и срав-
нение их с наблюдениями. Такая процедура очень важна, по-
скольку позволяет на самом раннем этапе разработки слож-
нейших теорий заранее опровергнуть неверные варианты.
Согласно современным взглядам Вселенная спонтанно (без
причины) возникает в виде кванта пространства-времени. Этот
процесс описывается квантовой механикой, согласно которой
возникновение Вселенной имеет много возможных направле-
ний. Вселенная может иметь много измерений, элементарные
частицы, в том числе протоны и электроны, могут получить
разные массы. Обязательно ли во Вселенной остаются четыре
измерения и те соотношения между массами и зарядами эле-
ментарных частиц, которые существуют в нашей Вселенной,
мы не знаем. Но с точки зрения квантовой механики, возмож-
но, существует много Вселенных, в которых реализуются все
возможности. Но мы никогда ничего о них не узнаем. Даже
само их существование навсегда останется только гипотезой,
ибо между разными Вселенными в принципе не может быть
никаких связей. Наша же Вселенная такова, потому что в дру-
гой Вселенной мы просто не могли бы появиться.
История Вселенной начинается с 10-43 с после момента
«ноль», который мы называем моментом рождения Вселенной.
До этого момента не существует ни времени, ни пространст-
ва; поэтому нельзя спрашивать о том, где и когда существу-
ют другие Вселенные. У них свое пространство и свое время,
для нас этот вопрос просто не имеет смысла. Дело в том, что
в физическом вакууме существуют только «виртуальные»
(т. е. «возможные») частицы. В нем непрерывно происходит
самопроизвольное рождение пар частица—античастица. Этот
процесс становится возможным потому, что существует прин-
цип неопределенности, который заключается в том, что произ-
ведение ДЕД£>Й, гдей —постоянная Планка, деленная на 2л.
Если промежуток времени достаточно мал, то неопределен-
ность энергии может стать настолько большой, что появятся
частица и античастица, которые просуществуют время Д£. В
отличие от «реальных» частиц «виртуальные» не могут слу-
жить основой системы отсчета. Поэтому в вакууме невозмож-
но установить соотношения раньше—позже или право—ле-
во. Но в остальном «виртуальные» частицы ничем не отлича-
ются от «реальных». Они имеют массу и заряд, который про-
146
является в эксперименте; в частности, они образуют плотность
вакуума. В нашей Вселенной в настоящее время плотность ва-
куума, как это следует из спектроскопических экспериментов,
имеет порядок 10-3<т кг/м3.
В момент возникновения радиус Вселенной составляет
10”35 м, плотность 1О101 кг/м3 и температура 1О30 К. Естествен-
но, что при таких условиях ничего похожего на наш мир не
было. В частности, элементарные частицы в это время не име-
ли массы. Плотность определялась энергией взаимодействия
между ними (Е=тс2). Материя в момент возникновения Все-
ленной была в состоянии физического вакуума. В отличие
от обычной материи (состоящей из элементарных частиц) в
физическом вакууме имеются гравитационные силы оттал-
кивания.
Сразу же после возникновения Вселенная под действием
этих сил начинает расширяться. Причем это расширение про-
исходит с огромной скоростью: уже к моменту £=10-35 с после
начала размеры Вселенной увеличиваются примерно в 1О3*10 раз
(это невероятное число означает единицу с тремястами мил-
лионами нулей). Такая скорость расширения не противоречит
принципу максимальной скорости света, поскольку эта ско-
рость относится к расширению пространства, а не к движе-
нию в пространстве «реальных» частиц.
Плотность материи во Вселенной не изменяется (работа сил,
вызывающих расширение, увеличивает энергию вещества, а
энергия и масса связаны соотношением Эйнштейна), темпера-
тура падает и тогда, когда достигает некоторого предела; ва-
куум распадается, в нем возникают элементарные частицы и
античастицы. Это начало формирования той Вселенной, в ко-
торой мы живем.
2.	Эволюция стандартной Вселенной. В период времени
от 10-35 до 10-8 с важных событий не происходит, а к момен-
ту времени Ю-8 с появляются протоны и антипротоны. Плот-
ность вещества к этому моменту падает до 10 кг/м3, а темпе-
ратура — до 10 К. К моменту времени 10 с температура падает
до 1О10 К, и в процессе столкновений уже не могут возникать
частицы и античастицы. В дальнейшем в реакциях аннигиля-
ции исчезают все античастицы. При этом оказывается, что ча-
стиц было несколько больше. На 1 000 000 000 античастиц (ан-
типротонов и позитронов) приходилось 1 000 000 001 частица
(протонов и электронов). В результате сейчас наш мир состо-
ит из протонов и электронов, а не из антипротонов и позитро-
нов. Причина таится в особенностях процессов, происходив-
ших в период времени до 10-35 с.
Примерно в течение времени от 1 до 300 с происходят ядер-
ные реакции слияния протонов и нейтронов, в результате че-
го образуются дейтерий, гелий и литий. Количество образо-
вавшихся дейтерия и гелия зависит от плотности вещества в
6*
147
момент их образования, а значит, и от средней плотности ве-
щества в настоящий момент. Расчет показывает, что доля ге-
лия по весу должна составлять от 25 до 30%. Это хорошо со-
гласуется с современными значениями. Более тяжелые эле-
менты образовались в звездах (эти процессы мы рассмотрим в
§ 33).
3.	Возникновение реликтового излучения. В следующий
миллион лет продолжается расширение Вселенной, сопровож-
дающееся постепенным уменьшением температуры. Первое вре-
мя температура достаточно высока, чтобы газ оставался иони-
зованным. Но ионизованный газ (плазма) сильно взаимодей-
ствует с излучением, и их температуры остаются равными. Но
как только температура во Вселенной падает до 4000 К, а это
происходит примерно через миллион лет после начала расши-
рения, начинается рекомбинация атомов и излучение «отры-
вается» от вещества. С этого момента излучение и вещество
ведут себя по-разному.
Излучение, возникшее в тот момент, когда температура по-
низилась до 4000 К, приходит к нам в настоящее время из
областей, удаленных на многие миллиарды световых лет. По
закону Хаббла эти области удаляются от нас со скоростями,
близкими к скорости света. Эффект Доплера в этом случае ко-
лоссален. Формула для изменения длин волн, приведенная в
§ 25, в данном случае неприменима — следует использовать
X,
более сложную формулу теории относительности: —г—-=
ДХ / с+и
=-^=z = /	, где z для реликтового излучения примерно
равно 1000, т. е. пришедшее к нам излучение должно иметь
максимум в длине волны около 1 мм, поскольку по закону
Вина 7=4000 К. Максимум излучения приходится на длину
волны, равную 725 нм. Это излучение было открыто в 1965 г.
Как и ожидалось, оно приходит к нам со всех направлений с
одинаковой интенсивностью, т. е. вещество в момент отрыва
излучения было действительно в высокой степени однородно.
Таким образом, теория образования Вселенной подтверж-
дается двумя проверяемыми следствиями: реликтовым излу-
чением и современным химическим составом. Очень важно,
что тем самым подтверждается и теория элементарных час-
тиц, которая в настоящее время другим проверкам не под-
дается.
4.	Возникновение галактик. Рекомбинация водорода и ге-
лия приводит к тому, что излучение и вещество практически
перестают взаимодействовать, давление света исчезает и рав-
новесие вещества определяется в дальнейшем только газовым
давлением. Поскольку это давление невелико, оно уже неспо-
собно противодействовать гравитации (см. § 29). Вещество
фрагментирует на объекты массой примерно 1015 Мо, что
соответствует массе скопления галактик.
148
Дальнейший путь формирования галактик заключается в
последовательной фрагментации этих объектов на облака, каж-
дое из которых превращается в галактику. То, что затем про-
изойдет распад каждого облака на звезды, очевидно, но сам
процесс не вполне ясен. Сравнительно недавно с помощью кос-
мического телескопа Хаббла были получены фотографии «глу-
бокого космоса» — областей, удаленных от нас на 10-12 млрд
св. лет. Мы видим эти области такими, какими они были в
период формирования галактик. Поражает обилие небольших
объектов. В то время расстояния между галактиками были
примерно в 2 раза меньше, чем сейчас. Но наблюдаемые объ-
екты намного меньше, чем теперешние галактики. Пока оста-
ется непонятным, что мы видим: области бурного образования
звезд в одной галактике или небольшие вновь образовавшие-
ся галактики, которые затем сольются в отдельные гигантские
звездные системы.
§ 33.	ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
1.	Формирование звезд. Прежде чем переходить к рассмот-
рению эволюции галактик, рассмотрим подробнее пути эволю-
ции звезд.
В газовой туманности после появления в ней молекул и
пылинок происходит резкое падение температуры. Это связа-
но с тем, что и молекулы, и пыль излучают при низкой тем-
пературе в инфракрасном диапазоне. В этом диапазоне туман-
ность практически прозрачна и излучение уносит энергию из
туманности. Падение температуры приводит к падению давле-
ния, и туманность начинает сжиматься. При этом вся выде-
ляющаяся гравитационная энергия уносится излучением и тем-
пература не поднимается. По мере увеличения плотности ту-
манность распадается на отдельные сгустки, которые дадут в
дальнейшем начало новому поколению звезд. Так начинается
процесс звездообразования в газопылевой туманности.
Сжатие фрагмента, который даст начало звезде, с самого
начала проходит неравномерно: в центре быстрее, чем на пе-
риферии. В результате плотность в центре быстро увеличива-
ется и достигает таких значений, когда вещество перестает
быть прозрачным для инфракрасного излучения. Температура
в образующемся ядре поднимается, возрастает давление, и сжа-
тие в нем останавливается.
Но внешние слои продолжают падать вниз и сталкивают-
ся с поверхностью ядра. Температура его возрастает, оно на-
чинает излучать, и в ближайших к ядру слоях пыль испаря-
ется. Образуется объект, в центре которого расположена уже
сформировавшаяся звезда, а на периферии — почти сфериче-
ская оболочка, содержащая пыль и газ и почти непрозрачная
для излучения.
149
Постепенно оболочка прогревается и становится прозрач-
ной для видимого излучения. Это знаменует появление новой
звезды. Возможно, что оболочка становится прозрачной пото-
му, что магнитное поле ее «раскручивает» (при этом сама звез-
да замедляет свое вращение). Во вращающейся оболочке ма-
терия концентрируется в экваториальной плоскости и образу-
ет газопылевой диск, который даст в дальнейшем начало пла-
нетной системе (см. § 35). Такие газопылевые образования (это
либо указанные диски, либо остатки газопылевых оболочек)
обнаружены у явно молодых звезд по инфракрасному излуче-
нию.
2.	Начальная стадия эволюции звезд. На диаграмме Г—Р
появившаяся звезда занимает точку в правом верхнем углу:
у нее большая светимость и низкая температура. Основное
излучение происходит в инфракрасном диапазоне. До нас
доходит излучение холодной пылевой оболочки. В процессе
эволюции положение звезды на диаграмме будет меняться.
Единственным источником энергии на этом этапе служит
гравитационное сжатие. Поэтому звезда достаточно быстро
перемещается параллельно оси ординат.
Температура поверхности не меняется, а радиус и свети-
мость уменьшаются. Температура в центре звезды повышает-
ся, достигая величины, при которой начинаются реакции
с легкими элементами: литием, бериллием, бором, которые
быстро выгорают, но успевают замедлить сжатие. Трек пово-
рачивается параллельно оси ординат, температура на поверх-
ности звезды повышается, светимость остается практически
постоянной. Наконец, в центре звезды начинаются реакции
образования гелия из водорода (горение водорода). Звезда
выходит на главную последовательность. Продолжительность
начальной стадии определяется массой звезды. Для звезд ти-
па Солнца она около 1 млн лет, для звезды массой 10 MQ
примерно в 1000 раз меньше, а для звезды массой 0,1 MQ в
тысячи раз больше.
3.	Эволюция звезды малой массы. На стадии главной по-
следовательности звезда светит за счет выделения энергии в
ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас во-
дорода обеспечивает светимость звезды массой 1 Мо пример-
но в течение 1О10 лет. Звезды большей массы расходуют водо-
род быстрее: так, звезда массой в 10 Мо израсходует водород
менее чем за 107 лет (светимость пропорциональна четвертой
степени массы).
В начале эволюции звезда малой массы имеет лучистое яд-
ро и конвективную оболочку (рис. 82, I). По мере выгорания
водорода центральные области звезды сильно сжимаются.
К моменту полного выгорания водорода в центре звезды обра-
зуется небольшое гелиевое ядро. В ядре плотность вещества
и температура достигают значений 109 кг/м и 108 К соответ-
150
Красный
Главная	гигант
последовательность
I
Планетарная
туманность
III
Энерговыделяющее ядро или слой
Зона лучистого переноса
Конвективная зона
Изотермическое ядро
Рис. 82. Эволюция звезды малой массы.
ственно. Горение водорода происходит на поверхности ядра.
Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания
водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая
зона постепенно исчезает. А из-за увеличения скорости кон-
вективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Разме-
ры и светимость ее возрастают — звезда превращается в крас-
ный гигант (рис. 82, II). Наконец, скорость конвективного
потока на каком-то уровне достигает второй космической
скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в
белый карлик, окруженный планетарной туманностью.
Эволюционный трек звезды малой массы на диаграмме
Г—Р показан на рисунке 83.
4.	Эволюция звезды большой массы. После выхода на глав-
ную последовательность эволюция звезды большой массы
(>1,5 М0) определяется условиями горения ядерного горюче-
го в недрах звезды. На стадии главной последовательности
это — горение водорода, но в отличие от звезд малой массы
в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. В этом
цикле атомы С и N играют роль катализаторов. Скорость вы-
деления энергии в реакциях такого цикла пропорциональна
Т17. Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружен-
ное зоной, в которой перенос энергии осуществляется излуче-
нием.
Светимость звезд большой массы намного превышает све-
тимость Солнца, и водород расходуется значительно быстрее.
Связано это и с тем, что температура в центре таких звезд то-
же намного выше.
151
—I-------1-------1------1—►
100000	30000	10000	3000
4------- Температура (К)
Рис. 83. Эволюционный трек звезды малой массы.
По мере уменьшения доли водорода в веществе конвектив-
ного ядра темп выделения энергии уменьшается. Но посколь-
ку темп выделения определяется светимостью, ядро начинает
сжиматься, и темп выделения энергии остается постоянным.
Звезда же при этом расширяется и переходит в область крас-
ных гигантов.
Когда же водород полностью исчерпывается, в ядре на-
чинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реак-
ция образования кислорода
(ЗНе=>С и С+Не=>О). В то же
время на поверхности гелие-
вого ядра начинает гореть во-
дород. Появляется первый
слоевой источник.
Запас гелия исчерпывается
очень быстро, так как в опи-
санных реакциях в каждом
элементарном акте выделяет-
ся сравнительно немного энер-
гии. Картина повторяется, и
в звезде появляются уже два
слоевых источника, а в ядре
начинается реакция C+C=>Mg.
4,34,2 4,14^03^93;8 3,73,61g Те	Эволюционный трек при
этом оказывается очень слож-
Рис. 84. Эволюционный трек звезды ным (рис. 84). На диаграмме
большой массы.	Герцшпрунга—Ресселла звез-
152
Основные элементы
---------Железо
---------Кремний
I---Кислород
/	Углерод
/ /-Гелий
Водород
Рис. 85. Модель предсверхновой
звезды.
да перемещается вдоль после-
довательности гигантов или
(при очень большой массе в
области сверхгигантов) пери-
одически становится цефеи-
дой. Но для нас важно, что в
конце эволюции звезда боль-
шой массы имеет очень слож-
ное строение. В каждом слое
свой химический состав, в не-
скольких слоевых источниках
протекают ядерные реакции,
а в центре образуется желез-
ное ядро (рис. 85).
Ядерные реакции с желе-
зом не протекают, так как они
требуют затраты (а не выде-
ления) энергии. Поэтому же-
лезное ядро быстро сжимает-
ся, температура и плотность в
нем увеличиваются, достигая
фантастических величин — температуры 109 К и давления
109 кг/м3. В этот момент начинаются два важнейших процес-
са, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимо-
му, за минуты). Первый заключается в том, что при столкно-
вениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия,
второй — в том, что электроны «вдавливаются» в протоны,
образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энер-
гии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно па-
дает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.
Падение внешних слоев приводит к резкому повышению
температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод.
Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идет
из центрального ядра. В результате происходит мощнейший
ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже со-
держащие все тяжелые элементы, вплоть до калифорния. По
современным воззрениям все атомы тяжелых химических эле-
ментов (т. е. более тяжелых, чем гелий) образовались во Все-
ленной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвав-
шейся сверхновой остается в зависимости от массы взорвав-
шейся звезды либо нейтронная звезда, либо черная дыра.
5.	Нейтронные звезды и черные дыры. Нейтронные звез-
ды были предсказаны в начале 30-х гг. XX в. советским
физиком Л. Д. Ландау, астрономами В. Бааде и Ф. Цвикки,
которые предположили, что нейтронные звезды могут обра-
зовываться в результате взрыва сверхновой. В 1967 г. были
открыты пульсары, которые к 1977 г. были окончательно
отождествлены с нейтронными звездами.
153
Плотность вещества в нейтронной звезде сравнима с плот-
ностью вещества в атомном ядре: она достигает 1015—1018 кг/м3.
При таких плотностях самостоятельное существование элек-
тронов и протонов невозможно, и вещество звезды состоит
практически из одних нейтронов.
Радиусы нейтронных звезд, как и радиусы белых карли-
ков, уменьшаются при увеличении массы. Так, нейтронная
звезда массой 1,4 MQ (минимальная масса нейтронной звезды)
имеет радиус 100—200 км, а при массе 2,5 MQ) (максималь-
ная масса) — всего 10—12 км. Схематический разрез нейтрон-
ной звезды показан на рисунке 86. Наружные слои звезды
(см. рис. 86, III) состоят из железа, образующего твердую ко-
ру. На глубине примерно 1 км начинается твердая кора из
железа с примесью нейтронов (см. рис. 86), которая перехо-
дит в жидкое сверхтекучее и сверхпроводящее ядро
(см. рис. 86, I). При массах, близких к предельным (2,5—
2,7 Мо), в центральных областях нейтронной звезды появля-
ются более тяжелые элементарные частицы (гипероны).
Если масса остатка сверхновой (т. е. то, что остается пос-
ле сброса оболочки) больше 1,4 Л1О, но меньше 2,5 Мо, то
сжатие его продолжается и после взрыва до тех пор, пока
плотность не достигнет ядерных значений. Это приведет к то-
му, что электроны будут «вдавлены» в ядра, и образуется ве-
щество, состоящее из одних нейтронов. Возникает нейтронная
звезда (см. § 27). Но при большей массе остатка существова-
ние нейтронной звезды невозможно, так как давление ней-
тронного газа уже не может скомпенсировать силы тяготения,
и образуется черная дыра.
Черная дыра — объект, предсказанный общей теорией от-
носительности. Если вторая космическая скорость на поверх-
ности звезды достигает скорости света, то ничто, даже свет,
не может покинуть такой объект. Это и есть черная дыра. Ра-
диус черной дыры (гд) определяется из условия, что вторая
космическая скорость равна скорости света:
2 -Л JT !	2	GM М
v-GMr=c^r=—2-^3-гт- км
8 с Мо
(один из немногих случаев, когда результат, полученный в
ОТО, совпадает с результатом ньютоновской механики).
Рис. 86. Разрез нейтронной
звезды.
В настоящее время установ-
лено, что рентгеновский источ-
ник Лебедь Х-1 представляет
собой двойную звезду, невиди-
мый компонент которой и яв-
ляется черной дырой. Гигант-
ские черные дыры обнаружены
и в центрах некоторых галак-
тик, в частности и в нашей.
154
6. Особенности эволюции тес-
ных двойных звезд. В последние
годы особое внимание уделяется
проблемам эволюции звезд, входя-
щих в тесные двойные системы, по-
скольку большая часть звезд вхо-
дит в двойные и кратные системы.
Причем такие интересные объек-
ты, как новые звезды, рентгенов-
ские источники, черные дыры,
всегда оказываются тесными двой-
ными. Гравитационное и электро-
статическое поля описываются
Рис. 87. Эквипотенциальные
поверхности для систем двой-
ных звезд.
одними и теми же формулами (законами обратных квадратов:
Кулона для электростатического поля и Ньютона для грави-
тационного поля). Поэтому и для гравитационного поля мож-
но ввести понятие потенциала:
У=Епт/ш.
Работа, совершаемая при переходе из одной точки поля в
другую, определяется разностью потенциалов. Поэтому по эк-
випотенциальной поверхности (на которой потенциал имеет
постоянное значение V=const) любое тело перемещается без со-
вершения работы; это, в частности,
означает, что поверхность звезды
есть эквипотенциальная поверх-
ность. (Если вдоль поверхности по-
тенциал непостоянен, то вещество
начинает течь к месту, где потен-
циал меньше.) На рисунке 87 по-
казаны формы эквипотенциальных
поверхностей для систем двойных
звезд. Вблизи центров звезд экви-
потенциальная поверхность распа-
дается на две, каждая из которых
окружает одну из звезд. Вдали еди-
ная эквипотенциальная поверх-
ность окружает всю систему. Отде-
ляет их поверхность с сечением,
имеющим вид восьмерки с одной
общей для обеих звезд точкой. Эта
поверхность называется поверхно-
стью Роша, общая для двух гра-
ничных поверхностей точка — точ-
кой Лагранжа, а полость, ограни-
ченная поверхностью Роша и окру-
жающая звезду, — полостью Роша
этой звезды.
Рис. 88. Эволюция тесной
двойной системы.
155
Компоненты новообразовавшейся двойной системы не за-
полняют полость Роша. В процессе эволюции звезда с боль-
шой массой эволюционирует быстрее и, переходя на стадию
красного гиганта, заполняет свою полость Роша (рис. 88). Че-
рез точку Лагранжа газ из ее атмосферы перетекает в полость
Роша второй звезды. Часть газа растекается по внешней
эквипотенциальной поверхности, образуя общую оболочку
звезд.
Потеряв большую часть своей массы, звезда в зависимости
от оставшейся массы превращается в белый карлик (если ос-
талось меньше 1,4 Мо), нейтронную звезду (меньше 2,5 М0)
или черную дыру (при большей массе). Во всех случаях мас-
са звезды В становится больше массы остатка звезды А.
В процессе изменения масс изменяется и расстояние меж-
ду звездами. Оно оказывается минимальным, когда массы звезд
сравниваются. В конце этого этапа эволюции расстояние меж-
ду компонентами системы меньше первоначального, если нет
потери массы из системы.
Увеличив свою массу, звезда В ускоряет эволюцию и в ско-
ром времени заполняет свою полость Роша (рис. 89). Снова
начинается перетекание вещества (стадия вторичного обмена),
теперь уже на звезду А, которая превратилась в компактный
объект (белый карлик или черную дыру).
Газ не может сразу упасть на звезду, он образует враща-
ющийся диск в плоскости орбиты двойной звезды. Скорость
вращения на разных расстояниях от компактной звезды соот-
ветствует первой космической. Это означает, что она весьма
велика; так, даже у нейтронной звезды она сравнима со ско-
ростью света. Внутреннее трение разогревает диск до темпе-
ратуры порядка миллиона кельвин. Газ начинает светиться в
рентгеновском диапазоне. Внутреннее трение передает момент
вращения внешним слоям диска, и газ опускается на компакт-
ную звезду. При этом газ выделяет огромную энергию, кото-
рая высвечивается в рентгеновском диапазоне. На небе появ-
ляется рентгеновский источник.
Если на стадии первичного об-
Рис. 89. Модель новой, пульсара,
рентгеновского источника.
мена образовался белый карлик,
то выпавшее на него вещество
образует оболочку, богатую во-
дородом. На нижней ее поверх-
ности постепенно увеличивается
температура, начинаются ядер-
ные реакции с водородом, повы-
шение температуры приводит к
началу реакции с гелием и к
взрыву, который мы наблюдаем
как новую звезду (см. § 25). При
взрыве оболочка срывается и сно-
156
ва начинает накапливаться за счет перетекания массы со звез-
ды В. Окончательно образуется двойная звезда, состоящая из
двух белых карликов.
Если в начале образуется нейтронная звезда, то возникает
пульсар, а если черная дыра — то рентгеновский источник,
характеристики которых зависят от массы остатка и темпа по-
тери массы звездой В. Модели явления принципиально не раз-
личаются. Общая модель представлена на рисунке 89.
§ 34. ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИК
1. Образование галактик. Вернемся теперь к рассмотрению
эволюции галактик.
Галактика образуется как огромный газовый шар, диаметр
которого лишь незначительно превышает диаметр будущей га-
лактики. Движения газа в нем хаотические, т. е. облака газа
заполняют весь объем шара, двигаясь главным образом в ра-
диальных направлениях. Весь шар вращается как целое. Сра-
зу после возникновения протогалактики в ней начинается бур-
ный процесс звездообразования, причем в основном образуют-
ся звезды большой массы. Быстро эволюционируя, они взры-
ваются как сверхновые и обогащают межзвездную среду тя-
желыми элементами.
На протяжении всего времени эволюции в галактике идет
процесс обогащения межзвездного газа элементами тяжелее ге-
лия. Различия химического состава, точнее доля тяжелых эле-
ментов, позволяют определить последовательность появления
различных групп звезд (населений) в галактике.
2. Эволюция галактик. Итак, на первой стадии существо-
вания галактики в ней образуются первые звезда и газовые
облака. Дальнейшая «судьба» галактики зависит от ее массы
и вращения. Галактика малой массы, как правило, не форми-
рует ясно видимой структуры. Процесс звездообразования в
ней сильно затянут, о чем свидетельствует большое количест-
во молодых голубых звезд. Образовавшиеся в галактике звез-
ды сохраняют движение тех газовых облаков, в которых они
образовались, так как столкновения и близкие сближения звезд
очень редки. Поэтому если галактика изначально вращалась
медленно, то звезды сохраняют хаотические движения глав-
ным образом в радиальных направлениях. Газовые же облака
часто сталкиваются между собой. Их хаотические скорости га-
сятся, и газ смещается к центру галактики.
Вид галактики, определяемый звездами, будет мало от-
личаться от шара с сильной концентрацией звезд к центру,
т. е. формируется эллиптическая галактика. Концентрирую-
щийся к центру газ не только увеличивает концентрацию звезд
к центру (процесс звездообразования не прекращается), но, по-
157
видимому, приводит к образованию сверхмассивной черной ды-
ры в ее центре. Взаимодействие черной дыры и газа, падаю-
щего к центру, определяет активность галактики.
В быстровращающейся галактике звезды первого поколе-
ния образуют сферическую составляющую (см. § 28). Хотя в
такой галактике столкновения газовых облаков происходят не
менее часто, чем в медленно вращающейся, газ не может скон-
центрироваться к центру, ибо этому мешают центробежные си-
лы. В результате газ будет концентрироваться в галактичес-
кой плоскости.
Внешние возмущения приведут к тому, что в галактичес-
кой плоскости возникнут волны плотности. Именно в них идет
процесс звездообразования. Возникающие молодые массивные
звезды и светящиеся под действием их излучения облака во-
дорода образуют известный рисунок спиральной галактики.
§ 35. ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Проблема объяснения возникновения Солнечной системы
(теперь, когда обнаружено около 100 планетных систем, при-
нято говорить не о Солнечной, а о
планетной системе) начала решаться
около 200 лет назад, когда два выда-
ющихся ученых — философ И. Кант,
математик и астроном П. Лаплас
почти одновременно сформулировали
первые научные гипотезы ее проис-
хождения. Нужно сказать, что сами
гипотезы и дискуссия вокруг них и
других гипотез (например, Дж. Джин-
са) носили вполне умозрительный
характер. Только в 50-х гг. XX в.
было собрано достаточно данных,
позволивших сформулировать сов-
ременную гипотезу. Отметим, что
всеобъемлющей гипотезы о происхож-
дении планетной системы, которая
бы детально объясняла такие вопро-
сы, как различие химического и изо-
топного составов планет и их атмо-
сфер, до настоящего времени не
существует. В то же время современ-
ные представления о происхождении
планетной системы достаточно уве-
Рис. 90. Формирование Солнечной системы.
158
ренно трактуют такие вопросы, как разделение планет на две
группы, основные различия в химическом составе, динамиче-
скую историю планетной системы.
У новообразовавшейся звезды — будущего Солнца — воз-
ник протопланетный газопылевой диск, который дал начало
планетной системе (рис. 90). В развитии протопланетного дис-
ка большую роль играли процессы, происходящие на поверх-
ности формирующегося Солнца. Молодая звезда нестабильна.
На ее поверхности шли процессы, подобные процессам солнеч-
ной активности (см. § 23), но гораздо более интенсивные. Из
ее недр выбрасывались сгустки и потоки замагниченной плаз-
мы. Взаимодействуя с магнитным полем звезды и протопла-
нетного диска, они ускоряли вращение диска и замедляли
вращение будущего Солнца. При этом диск уплощался и его
размеры увеличивались. Потоки ускоренных частиц вступали
в реакции с атомами и обогащали вещество диска литием,
бором, бериллием. Этих элементов в веществе планет намно-
го больше, чем в веществе Солнца. Изменялся и изотопный
состав будущего планетного вещества.
В результате усиливающегося излучения центральной звез-
ды внутренние области диска прогревались, легкие элементы
(водород, гелий) испарялись и покидали диск. В то же время
внешние слои диска, заэкранированные внутренними слоями
от нагрева, сохраняли значительную часть водорода и гелия.
Так возникло различие химического состава планет группы
Земли и группы Юпитера.
В сформировавшемся протопланетном диске начиналось сли-
пание частиц. Слипание обеспечивается строением частиц. Они
представляют собой углеродную, силикатную или железную
пылинки, на которых нарастает снежная (вода, метан и др.)
«шуба». Скорость обращения пылинок вокруг Солнца была
достаточно велика (это кеплерова скорость, составляющая де-
сятки километров в секунду), но относительные скорости очень
малы, и при столкновениях частицы слипались в небольшие
комочки.
Очень быстро решающую роль в увеличении комочков на-
чинали играть силы притяжения. Это привело к тому, что ско-
рость роста образующихся агрегатов пропорциональна их мас-
се примерно в пятой степени. В результате на каждой орбите
осталось одно крупное тело — будущая планета и, возможно,
еще несколько тел значительно меньшей массы, которые ста-
ли ее спутниками.
Образование планет происходит очень быстро; так, для фор-
мирования Земли потребовалось около 100 000 000 лет. На са-
мом последнем этапе на Землю и другие планеты падали уже
не частицы, а тела астероидных размеров. Они способствова-
ли уплотнению вещества, разогреву недр и появлению на их
поверхностях следов в виде морей и кратеров. Этот период —
159
метеоритная бомбардировка — закончился около 3,5 млрд лет
назад.
Расчеты, проведенные в последние годы, показали, что та-
кой путь формирования планет достаточна хорошо обоснован.
КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ И ЗАДАЧИ
1.	Что такое Большой взрыв!
2.	Как образуются звезды!
3.	Как эволюционирует звезда малой массы!
4.	Как эволюционирует звезда большой массы!
5.	Что такое нейтронная звезда!
6.	Что такое черная дыра!
7.	Как эволюционирует тесная двойная звезда!
8.	Как образуется планетная система!
ОТВЕТЫ К КОНТРОЛЬНЫМ ВОПРОСАМ
И ЗАДАЧАМ
Глава I
9.	4—2—1—3.
10.	Вторая.
11.	Нет.
Глава II
3. 54,5°; 12*48*.
8. 70,4°; 66,5°.
9. Ближайшее лунное затмение произойдет через
14,25 сут., частное.
Глава III
7.	1 260 000 км.
8.	0,74 км/с.
9.	8,5 км/с.
10.	25,2 пк.
Глава IV
10. 18 а.е.
Глава V
5. 4500 К.
6. 723 нм.
8.	2950:1:2,4 10“4.
9.	~2107 К.
10.	~6-107 лет.
АСТРОНОМИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ
Программой предусмотрено проведение наблюдений (4 ч).
К ним необходимо предварительно подготовиться: выбрать пло-
щадку, на которой можно будет разместить школьный теле-
скоп; определить направление север—юг. Площадка должна
быть по возможности защищена от внешних источников све-
та и иметь открытый горизонт в южной части неба. Следует
помнить, что наблюдения в полосе 10—15° от горизонта не
проводятся. Школьный телескоп рекомендуется устанавливать
заранее (до начала занятий). Для наблюдений можно также
применять и другие оптические приборы: бинокли, подзорные
трубы.
Используя «Школьный астрономический календарь», нуж-
но наметить объекты, которые будут наблюдаться, оценить их
расположение на видимой части небесной сферы.
Для вечерних наблюдений желательно выбрать ясные без-
лунные вечера.
Первое наблюдение можно проводить после изуче-
ния материала первых двух параграфов учебника. Но более
реальный срок — конец октября — начало ноября, так как
(после отмены летнего времени) темнеет в этот период года
рано.
На первом занятии полезно ознакомиться с общим видом
звездного неба, некоторыми созвездиями, найти ближайшую
к нам галактику — туманность Андромеды, звездные скопле-
ния в Персее, двойные звезды (£ Лиры, Алькор и Мицар
и др.), рассмотреть строение Млечного Пути и т. д.
Второе наблюдение следует провести после изучения
материала о Луне.
Для наблюдений надо выбрать ясный вечер незадолго до
или сразу после наступления первой четверти Луны. Луну
можно наблюдать в бинокль, но потом нужно обязательно по-
вторить наблюдение с помощью школьного телескопа с оку-
ляром, дающим максимальное увеличение.
Следует обратить внимание на тени лунных гор, форму и
число кратеров, светлые лучи у кратеров Тихо и Коперника,
а также на то, что в ночной области Луны видны освещенные
вершины гор.
Третье наблюдение рекомендуется посвятить изуче-
нию Солнца. Проводить его надо в ясный день после уроков.
Изображение Солнца проецируется на экран и зарисовыва-
ется наблюдателями. Отмечаются положения факелов и сол-
нечных пятен. Для получения более ясных и четких изобра-
жений деталей применяется следующий прием: в то место, ку-
да проецируется пятно (или факел), кладут листок бумаги и
двигают его быстрым колебательным движением; тогда неров-
162
ности бумаги сливаются, и изображение кажется более чет-
ким.
Особое внимание следует обратить на потемнение к краю
и границе диска Солнца.
Четвертое наблюдение полезно выполнить зимой, в
январе—феврале. Объектами наблюдений служат планеты
(в зависимости от условий видимости их можно наблюдать и
в первый вечер). Следует обратить внимание на видимые дис-
ки планет. Если изображение хорошее, на диске Юпитера мож-
но увидеть полосы, а у Сатурна — кольца.
Обязательно нужно увидеть (только при достаточно темном
небе, т. е. при полном отсутствии Луны) туманность Ориона.
Желающие могут проводить более длительные наблюдения.
Например, последить за движением планеты среди звезд, для
чего нужно ежедневно или с интервалом в несколько дней от-
мечать положения планеты на звездной карте, или понаблю-
дать за изменением высоты Солнца тоже в течение длитель-
ного промежутка времени. Наконец, самые упорные и инте-
ресующиеся могут заняться наблюдениями за переменными
звездами.
Хорошая инструкция для любительских наблюдений содер-
жится в книге В. П. Цесевича «Что и как наблюдать на не-
бе» (М.: Наука, 1984).
ПРИЛОЖЕНИЯ
I.	ПРИБЛИЖЕННЫЕ ЗНАЧЕНИЯ НАИБОЛЕЕ ВАЖНЫХ
ВЕЛИЧИН, ВСТРЕЧАЮЩИХСЯ В АСТРОНОМИИ
Видимый угловой диаметр Солнца и Луны . .
Наклон эклиптики к экватору...............
Средний радиус Земли .....................
Разность экваториального и полярного радиусов
Земли ....................................
Продолжительность года....................
Продолжительность синодического месяца (про-
межуток между двумя одинаковыми лунными
фазами) ..................................
Продолжительность звездного (сидерического)
месяца (период обращения Луны вокруг Земли)
Масса Солнца по сравнению с массой Земли
Самый короткий период обращения планеты
(Меркурия)................................
Самый долгий период обращения планеты (Плу-
тона) ....................................
Диаметр самой большой планеты (Юпитера) . .
Среднее расстояние Луны от Земли..........
Среднее расстояние Земли от Солнца, или одна
астрономическая единица
Один парсек ..............................
Расстояние от Солнца до ближайшей планеты
(Меркурия)................................
Среднее расстояние от Солнца до самой далекой
планеты (Плутона) ........................
Расстояние от Солнечной системы до ближай-
шей звезды (а Центавра) ..................
Поперечник нашей звездной системы — Галак-
тики .....................................
Расстояние до ближайшей спиральной звездной
системы — галактики в созвездии Андромеды
Число звезд, видимых невооруженным глазом
Диаметр Луны по сравнению с диаметром Зем-
ли .......................................
Диаметр Солнца по сравнению с диаметром Зем-
ли .......................................
Температура поверхности Солнца ...........
0,5°
23,5°
6370 км
21 км
365 сут. 5 ч 49 мин
29,5 сут.
27,3 сут.
330 000 масс Земли
3 мес. 88 сут.
250 лет
11 диаметров Земли
380 000 км
149 500 000 км
206 265 а. е., или
3,26 св. года
0,4 а. е.
40 а. е.
4 св. года, или
1,3 пк, или 270 000 а. е.
100 000 св. лет
2 000 000 св. лет
около 6000
0,25 диаметра Земли
109 диаметров Земли
6000 К
Средний период изменения числа солнечных пя-
тен ........................................
Температура звезд...........................
Возраст земной коры.........................
Весеннее равноденствие .....................
Летнее солнцестояние........................
Осеннее равноденствие.......................
Зимнее солнцестояние .......................
11 лет
от 3000 К (красные звез-
ды) до 30 000 К (голубо-
ватые звезды)
около 5 млрд лет
21	марта
22	июня
23	сентября
22 декабря
05
05
II.	ХАРАКТЕРИСТИКИ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Тела Солнечной системы	Звездный период обращения, годы	Среднее расстояние от Солнца		Масса, в массах Земли	Средняя плот- ность, 103 кг/м3	Экваториальный диаметр		Звездный период вращения вокруг оси	Наклон экватора к плоскости орбиты	Число известных спутников планеты
						в диа- метрах Земли	км			
		а. е.	млн км							
Меркурий	0,241	0,387	58	0,05	5,44	0,38	4880	58,65я	30°	—
Венера*	0,615	0,723	108	0,82	5,24	0,95	12 100	243,0я*	3°	—
Земля	1,00	1,00	150	1,00	5,52	1,00	12 756	23’5б"4с	23°27'	1
Марс	1,881	1,524	228	0,11	3,95	0,53	6800	24’37"23с	25°12'	2
Юпитер	11,86	5,203	778	318	1,33	11,2	142 800	9’50"	3°О6'	16
Сатурн	29,46	9,539	1426	95,1	0,69	9,5	120 660	10’14"	26°24'	17
Уран*	84,01	19,19	2869	14,6	1,26	3,9	50 800	24,4’	98°	14(?)
Нептун	164,7	30,07	4496	17,2	1,67	3,9	49 600	17,8’	29°	2
Плутон	248,9	39,65	5929	0,002—0,004	0,3(?)	0,45	1500	6,4я	?	1
Солнце	—	—	—	333 000	1,4	109,1	1 392 000	25,4я	7°15'	—
* Вращение обратное.
III.	ХАРАКТЕРИСТИКИ НЕКОТОРЫХ ТИПИЧНЫХ ЗВЕЗД
Название звезды	Масса, в массах Солнца	Светимость, в светимостях Солнца	Радиус, в радиусах Солнца	Темпера- тура, К	Плотность по отношению к плотности воды
	Главная последовательность				
Возничего	10,2	220	3,5	11000	0,33
Вега	2,8	52	3,0	9500	0,14
Сириус А	2,1	22,4	2,0	9250	0,36
а Центавра	1,02	1,3	1,2	5730	0,80
70 Змееносца	0,8	0,51	0,89	4900	2,2
Крюгер 60	0,3	7-103	0,26	3000	20,72
		Гиганты			
Капелла	3,3	220	23	5200	4-Ю'4
Арктур	4,2	130	26	4100	з-ю 4
Альдебаран	5,0	160	45	3600	5-Ю"5
		Сверхгиганты			
Ригель	40	1 2-Ю5	138	11 200	2-Ю'5
Антарес	18	1 З-Ю4	560	3300	1,5-Ю"7
		Белые	карлики		
40 Эридана	0,44	3,5-Ю24	1,7-10“2	10 000	1,25-108
Сириус В	1	2,7-Ю"3	2-Ю2	8200	1,75-10®
IV.	ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ НЕКОТОРЫХ
ТИПИЧНЫХ ГАЛАКТИК
Название или номер по каталогу	Светимость, Lo	Масса, MQ
Квазары Ярчайшие галактики скоплений Дева А, Сомбреро Туманность Андромеды Магеллановы Облака	10м—Ю18 З-Ю11—5-Ю11 10“ 1О10 Ю9	1 ю13 10м 3*10“—6*10“ ю10
167
V. НАИБОЛЕЕ ИНТЕРЕСНЫЕ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ,
КОТОРЫЕ МОЖНО БУДЕТ НАБЛЮДАТЬ
НА ТЕРРИТОРИИ РОССИИ В 2003—2010 гг.
Время, которое указано, — это мировое время (UT), т. е. время на гринвич-
ском (нулевом) меридиане. Для определения времени в данном месте (Т —
время, которым мы пользуемся) приводятся формулы
T=t7T+A+l (в зимний период) или 2 (в летний период).
Многие астрономические явления начинаются в различных географических
пунктах в разное время. В таких случаях приводится некоторый интервал.
Первая цифра интервала относится к самому западному, вторая — к само-
му восточному пункту. Если интервал мал или не имеет существенного зна-
чения, то дается только время начала явления для Москвы.
Прохождение Венеры по диску Солнца
8 июня 2004 г. Начало в 5 ч 12 мин. Будет наблюдаться со всей территории
России. Наблюдение начните за 1—2 мин.
Полные солнечные затмения
29 марта 2006 г. Начало в 9 ч 37 мин — 10 ч 45 мин (начало частной фа-
зы). Полное затмение (около 11 ч 40 мин) будет наблюдаться с территорий
Ставропольского края, Карачаево-Черкесии, Кабардино-Балкарии, Северной
Осетии, Ингушетии, Дагестана, Астрахани, Алтая, Горно-Алтайска, Тывы
(Кызыл).
18 июля 2007 г. Начало в 13 ч — 15ч. Будет наблюдаться с территории ев-
ропейской части России.
Полные лунные затмения
8—9 ноября 2003 г. Начало в 1 ч 06 мин, окончание в 1 ч 30 мин. Будет
наблюдаться со всей территории России (кроме Дальнего Востока).
4 мая 2004 г. Начало в 19 ч 52 мин, окончание в 21 ч 08 мин. Будет на-
блюдаться со всей территории России (кроме Дальнего Востока и Восточной
Сибири).
28 октября 2004 г. Начало в 2 ч 23 мин, окончание в 3 ч 44 мин. Будет на-
блюдаться с территории европейской части России и Западной Сибири.
3 марта 2007 г. Начало в 22 ч 43 мин, окончание в 23 ч 57 мин. Будет на-
блюдаться со всей территории России (кроме северо-востока).
21 февраля 2008 г. Начало в 3 ч 00 мин. Будет наблюдаться с европейской
части России.
16 августа 2008 г. Начало в 19 ч 05 мин. Будет наблюдаться со всей терри-
тории России.
Покрытия Луной Венеры
21 мая 2004 г. Начало в 11 ч 50 мин — 13 ч 07 мин. Будет наблюдаться с
территории европейской части России и Западной Сибири.
18 июля 2007 г. Начало в 13 ч — 15ч. Будет наблюдаться с территории ев-
ропейской части России.
168
Покрытия Луной Марса
9 сентября 2003 г. Начало — после восхода Луны. Будет наблюдаться с тер-
ритории Бурятии, Читинской и Амурской областей.
12 декабря 2005 г. Начало в 3 ч 48 мин (Камчатка) — 4 ч 21 мин (Тикси).
Будет наблюдаться со всей территории России.
27 июля 2006 г. Начало в 17 ч 20 мин — 17 ч 53 мин. Будет наблюдаться
с территории европейской части России.
24 декабря 2007 г. Начало в 2 ч 11 мин — 3 ч 40 мин. Будет наблюдаться
со всей территории России.
Покрытия Луной Сатурна
2007 г. — произойдет серия покрытий. 7 января начало в 17 ч 40 мин —
19 ч 13 мин (в зависимости от места наблюдения), 2—3 февраля начало око-
ло 0 ч, 2 марта начало в 2 ч — 3 ч, 22 мая начало около 19 ч 30 мин,
18 июня начало около 15 ч. Это очень красивое явление, если наблюдать его
хотя бы в школьный телескоп.
ПРЕДМЕТНЫЙ УКАЗАТЕЛЬ
Астероиды 15, 67, 84
Астрономическая единица 19
Астрономия 3
—	астрометрия 11, 24
—	астрофизика 22
—	небесная механика 12, 20, 48
Барретспирали. См. галактики
—	пересеченные 137
Белый карлик 126
Венера
—	атмосфера 75
—	поверхность 75
—	прохождение по диску Солнца 16
Вертикальная линия 26
Возмущенное движение 52
Время 37—40
Вселенная
—	возникновение 146
—	модель Ньютона 141
—	модель Фридмана 144
—	однородность 141
—	эволюция 147
—	ячеистая структура 139
Высота полюса над горизонтом 28
Галактика 15, 127
—	вращение 126
—	гигантские молекулярные об-
лака 132
—	корона 130
—	межзвездная среда 131
— облака
--газовые 132
--газопылевые 132
—	спиральная структура 134
—	ядро 128
Галактики
—	активные 139
—	неправильные 137
—	определение расстояний 135
—	пересеченные 137
—	радиогалактики 139
—	спиральные 137
—	формирование 148, 157
—	эволюция 158
—	эллиптические 137
Год
—	високосный 42
—	драконический 47
—	календарный 42
—	тропический 42
Годичное движение Солнца 36
Горизонт математический 27
Диаграмма Герцшпрунга—Рессел-
лаШ
Задача двух тел 49
—	полная энергия 57
—	потенциальная энергия 58
Закон
—	Вина 93
—	Кеплера 10, 49, 60
—	Стефана—Больцмана 93
—	Хаббла 136
Затмение
—	Луны 45
—	периодичность 47
—	Солнца 45
—	условия наступления 46
Звездная величина 6, 7
Звезды
—	видимые 3
—	гравитационное сжатие 121
—	двойные 15,112
—	запас энергии в звезде 120
—	затменно-переменные 114
—	кратные 15, 112
—	массы 112
—	модели 123—127
—	название 5
—	невосходящие 31
—	незаходящие 31
—	нейтронные 153
—	новые 117
—	определение химического со-
става 110
—	радиусы 110
—	сверхновые 118
—	светимость 109
—	спектры 110
—	температура 110
170
— термоядерные источники энер-
гии 122
—	устойчивость 123
—	физические переменные 115
—	физические условия в центре 119
—	формирование 149
—	характеристики 91
—	цефиды 116
— эволюция
--большой массы 151
--двойных 155
--начальная стадия 150
--малой массы 150
Зенит 26
Излучение
—	синхротронное 133
—	тепловое 92
Интеграл энергии 60
Ио 83
Искусственные спутники Земли 60
Календарь 42
Карты неба 4, 32
Каталог 5, 32
Квазар 140
Кометы
—	происхождение 68, 82
—	строение 88
—	эволюция 89
Красное смещение 136
Критическая плотность 145
Кульминация 30
—	верхняя 30
—	нижняя 30
Луна 70
—	видимое движение 43
—	поверхность 71
—	фазы 44
Лучевая скорость 34
Лучистый перенос 96
Марс 77
—	атмосфера 76
—	спутники 80
Межпланетные перелеты 63
Меркурий 73
—	атмосфера 74
—	гипотеза о происхождении 66
—	движение 73
—	поверхность 73
Месяц
—	драконический 47
—	сидерический 44
—	синодический 43, 44
Метеорит 87
Метеорные тела 68, 86
Метеоры 86
Микролинзирование 130
Небесная сфера 3, 24
—	вращение 29
—	основные точки 25
— построение 25
Небесный меридиан 25
Небесный экватор 25
Невидимые спутники звезд 53
Нептун 21, 52
Облако Оорта 67
Общая теория относительности 145
Определение масс небесных тел 50
Оптическая глубина 93
Оптическая толщина См. оптиче-
ская глубина
Ось мира 25
Парадокс
—	гравиметрический 142
—	фотометрический 142
Параллакс 16
—	годичный 19
—	горизонтальный 16
Парниковый эффект 75
Парсек 20
Перенос энергии
—	излучение 96
—	конвекция 95
—	теплопроводность 94
Планетные конфигурации 16
Планеты-гиганты
—	атмосфера 81
—	внутреннее строение 83
—	кольца 83
Плоскость
—	горизонтальная 26
171
—	меридиана 26
Поверхность Роша 155
Поглощение излучения 93
Полость Роша 155
Полюс 27
Постоянная Хаббла 137
Пояса астероидов 67
Прецессия 32, 53
Приливные
—	силы 56
—	ускорения 55
Приливы 54
Принцип вмороженности 105
Пульсар 118, 155
Реголит 72
Реликтовое излучение 148
Рентгеновский источник 156
Решение Лагранжа 51
Сарос 47
Светимость 91
Световой год 20
Система координат 26
—	горизонтальная 27
—	экваториальная 28
Система мира
—	Коперника 9
—	Птолемея 8
Сверхскопления 138
Скопления галактик 138
Скопления звездные 131
—	рассеянные 131
—	шаровые 131
Скрытая масса 130
Собственное движение 33
Созвездия 4
Солнечная система
—	происхождение 65, 158
—	строение 65
Солнце
— активные образования 104
---вспышки 107
---протуберанцы 104
---пятна 106
---факелы 106
---флоккулы 106
— грануляции 102
— корона 102
— определение химического соста-
ва 99
— распределение энергии в спект-
ре 94, 99
—	солнечный ветер 68
—	строение оболочек 104
—	температура 99
—	формирование видимого спект-
ра 97, 98
—	характеристики 91
—	хромосфера 101, 102
—	цикличность активности 108
—	число Вольфа 109
Сумерки 35
Сутки 37
—	звездные 37
— солнечные 38
--истинные 38
--средние 39
Суточная параллель 35
Суточное движение 35
Телескопы 13, 15
Теорема вириала 59, 121
Туманности 15
— внегалактические. См. галактики
—	диффузные 15
—	Крабовидная 118
—	планетарные 134
—	светлые 133
—	темные 132
Узел лунной орбиты 43
Уравнение теплопроводности 94
Уран 15
Фобос. См. Марс, спутники
Фотосфера 97
Черная дыра 154, 155
Эклиптика 36
Эра 42
Эффект Доплера 34
Юпитер
—	атмосфера 81
—	Большое Красное Пятно 81
—	спутники 83
ОГЛАВЛЕНИЕ
Глава I. Введение............................................... 3
§ 1.	Начальный период развития астрономии ..........	. . .	—
§ 2.	Становление современной астрономии .................. 12
Контрольные вопросы и задачи.............................. 23
Глава П. Видимый мир .......................................... 24
§ 3.	Небесная сфера и координаты на ней ................
§ 4.	Изменение координат со временем ..................... 32
§ 5.	Движение Солнца среди звезд. Эклиптика .............. 35
§ 6.	Измерение времени ................................... 37
§ 7.	Движение Луны. Затмения.............................  43
Контрольные вопросы и задачи.............................. 48
Глава III. Мир тяготения ...................................... 48
§ 8.	Задача двух тел. Законы Кеплера....................... —
§ 9.	Возмущенное движение. Возмущающие силы. Приливы . .	51
§ 10.	Динамика космического полета ....................... 57
Контрольные вопросы и задачи.............................. 65
Глава IV. Мир планет........................................... 65
§ 11.	Строение Солнечной системы........................... —
§ 12.	Физические характеристики планет	группы	Земли ....	68
§ 13.	Физическое строение планет группы	Юпитера .......... 69
§ 14.	Луна................................................ 70
§ 15.	Меркурий............................................ 73
§ 16.	Венера.............................................. 75
§ 17.	Марс................................................ 78
§ 18.	Планеты-гиганты .................................... 81
§ 19.	Астероиды и метеориты............................... 84
§ 20.	Кометы ............................................. 88
Контрольные вопросы и задачи ............................. 90
Глава V.	Мир звезд .......................................... 91
§ 21.	Солнце .............................................. —
§ 22.	Строение солнечных оболочек ....................... 101
§ 23.	Солнечная активность и ее земные	проявления ....... 104
§ 24.	Звезды............................................. 109
§ 25.	Двойные и переменные звезды........................ 112
§ 26.	Физические условия внутри звезд. Источники энергии
звезд ................................................... 119
§ 27.	Модели звезд...................................... 123
Контрольные вопросы и	задачи............................ 127
173
Глава VI. Мир галактик ...................................... 127
§ 28.	Наша Галактика ..................................... —
§ 29.	Объекты нашей Галактики........................... 131
§ 30.	Галактики ........................................ 135
Контрольные вопросы и задачи............................ 141
Глава VII. Развивающийся мир................................. 141
§ 31.	Большая Вселенная................................... —
§ 32.	От Большого взрыва до образования галактик ....... 146
§ 33.	Эволюция звезд..................................   149
§ 34.	Эволюция галактик................................. 157
§ 35.	Происхождение Солнечной системы................... 158
Контрольные вопросы и задачи............................ 160
Ответы к контрольным вопросам и задачам ................ 161
Астрономические наблюдения.............................. 162
Приложения.............................................. 164
Предметный указатель ................................... 170
Учебное издание
Порфирьев Владимир Владимирович
АСТРОНОМИЯ
Учебник для 11 класса
общеобразовательных учреждений
Зав. редакцией Г. Н. Федина
Редактор В. В. Жумаев
Младший редактор Л. А. Крикунова
Художники С. Барков, О. Нихамовская
Художественный редактор В. Н. Алексеев
Технические редакторы Е. Н. Зелянина, С. Н. Терехова
Корректоры Н. В. Бурдина, О.В.Крупенко, И. Н. Панкова
Налоговая льгота — Общероссийский классификатор продукции ОК 005-93—
953000. Изд. лиц. Серия ИД № 05824 от 12.09.01. Сдано в набор 21.01.03.
Подписано в печать 17.06.03. Формат 60x90 Vie* Бумага писчая № 1. Гар-
нитура Школьная. Печать офсетная. Усл. печ. л. 11+0,5 вкл.+0,375 форз.
Усл. кр.-отт. 26. Уч.-изд. л. 10,29+0,46 вкл.+0,65 форз. Тираж 10 000 экз.
Заказ № 5835 (кР+гз).
Федеральное государственное унитарное предприятие ордена Трудового Крас-
ного Знамени «Издательство «Просвещение» Министерства Российской Фе-
дерации по делам печати, телерадиовещания и средств массовых коммуни-
каций. 127521, Москва, 3-й проезд Марьиной рощи, 41.
Федеральное государственное унитарное предприятие Смоленский полиграфи-
ческий комбинат Министерства Российской Федерации по делам печати,
телерадиовещания и средств массовых коммуникаций. 214020, г. Смоленск,
ул. Смольянинова, 1.
ПРОСВЕЩЕНИЕ
ИЗДАТЕЛЬСТВО
Мы предлагаем:
Учебники w Гибкую систему скидок
Методическую литературу ~ Крупный и мелкий опт со склада
Научно-популярную литературу _ издательства
Справочную литературу ▼ Контейнерную отгрузку во все
Развивающие игры	регионы России и страны СНГ
Наглядные пособия и карты - Внимательное отношение к
Учебные мультимедийные курсы каждому!
Возможность получения литературы с помощью службы
♦ Книга—почтой »:
127521, Москва, 3-й проезд Марьиной рощи, 41,
издательство « Просвещение», « Книга—почтой »,
тел.: (095) 289-5026
Вся информация о работе издательства, новинках, мероприятиях,
планах выпуска, а также прямая связь с издательством
в Интернете
http |w|w|W!- l Pl|r|l°J|sJ|v||.lLrl|ul
e-mail	. r U
Наш адрес:
127521, Москва,
3-й проезд Марьиной рощи, 41,
тел.: (095) 789-3040
факс: (095) 789-3041
Адрес магазина «Просвещение»:
119311, Москва,
пр-т Вернадского, 11/19,
тел.: (095) 930-5050
ТУМАННОСТИ
1.	Крабовидная туманность.
2.	Волокнистая туманность.
3.	Планетарная туманность
в созвездии Лиры.
. Гигантский газопылевой комплекс
туманность Ориона.
4
ГАЛАКТИКИ
4.	Барретспираль.
5.	Рндиогалактика Центавр А
(тонкие линии очерчивают область
р а 7.иоизлучения).
6.	Группа галактик Квинтет Стефана.
6
П Астрономия
B.B. Порфирьев
Приоткрыть завесу тайны мироздания, опираясь на
законы физики и астрономии, поможет учащимся этот учебник,
* в котором на доступном научно-популярном уровне
предбтавлены:
- достижения современной астрономической науки
• 7 новейшие средства наблюдения за объектами Вселенной
. - современные взгляды на строение и эволюцию планет,
звезд, галактик и Вселенной
»*- комплекс заданий по астрономическим наблюдениям и
вычислениям
- интересные астрономические явления, которые
произойдут в 2003 - 2010 гг.
«Просве!Тценме>